Z-Andromedae-Sterne

Z-Andromedae-Sterne
Die Emissionslinien entstehen infolge eines starken
r Sternwinds, dessen Geschwindigkeit zwischen etwa
1 000 und 2 500 km/s liegt und der zu einem Massenverlust von 10–5 bis 10–4 Sonnenmassen pro Jahr führt;
ein Stern kann während einer relativ kurzen Zeit einen
beträchtlichen Teil seiner äußeren wasserstoffreichen
Schichten verlieren. Dadurch werden Sternregionen
sichtbar, die sich ehemals tief im Sterninnern befanden
und deren chemische Zusammensetzung durch die
Kernprozesse während der Sternentwicklung bestimmt
ist. W.-R-S.e entwickeln sich vermutlich aus Sternen,
die ursprünglich 40 bis 50 Sonnenmassen besitzen, und
befinden sich in einer Entwicklungsphase, in der das
zentrale Heliumbrennen stattfindet (r Sternentwicklung), bei dem im Wesentlichen Stickstoff und Sauerstoff entsteht. Der Massenverlust ist bei WN-Sternen
anscheinend relativ gering, so dass die durch den CNOZyklus während des Wasserstoffbrennens mit Stickstoff
angereicherte, aber mit Kohlenstoff abgereicherte Materie sichtbar ist.
Die WC-Sterne haben wesentlich mehr Masse verloren,
wodurch ehemals tieferliegende, heißere Regionen des
Sterninnern sichtbar sind, in denen der beim Heliumbrennen entstehende Kohlenstoff vorherrscht. Die detaillierten An- und Abreicherungsprozesse sind bei Entwicklungsrechnungen nur schwer quantitativ zu erfassen, da die Berücksichtigung eines Masseverlusts bei
den Rechnungen außerordentlich kompliziert ist
(r Sternentwicklung). Nach der Erschöpfung der Kernenergievorräte explodieren die WC-Sterne möglicherweise als r Supernovae des Typs Ib.
Manche Zentralsterne (r Planetarischer Nebel) haben
Spektren, die denen der W.-R.-S.e ähnlich sind, stellen
aber einen Entwicklungszustand masseärmerer Sterne
dar.
Wolter-Teleskop [benannt nach dem dtsch. Physiker
H. K. Wolter, 1911–1978], r Röntgenteleskop.
W-Stern, Stern der Spektralklasse W; r Wolf-RayetSterne.
W-Ursae-Maioris-Sterne, Typbezeichnung EW,
Untergruppe der r Bedeckungsveränderlichen.
W-Virginis-Sterne, Typbezeichnung CW, Pulsationsveränderliche hoher Leuchtkraft mit sehr regelmäßigen Helligkeitsvariationen, deren Perioden zwischen
etwa einem Tag und 30 Tagen mit einem Häufigkeitsmaximum bei 11 Tagen liegen. Im Lichtwechsel gleichen die W-V.-S. den r Delta-Cephei-Sternen. Die
Lichtkurven der W-V.-S. sind weniger glatt, sekundäre
Wellen und Buckel sind besonders bei Sternen mit kleinen Perioden relativ häufig, bei Sternen mit Perioden
zwischen 13 und 20 Tagen vornehmlich auf dem absteigenden Ast der Lichtkurve (Abb.). Der Lichtwechsel ist
Folge eines periodischen Schwingens des gesamten
Sterns um den Gleichgewichtszustand (r Sternaufbau).
W-V.-S. haben die Leuchtkraftklasse I oder II, die
r Spektralklasse im Helligkeitsmaximum liegt zwischen etwa A2 und F0.
Für W-V.-S. existiert wie für Delta-Cephei-Sterne eine
Perioden-Helligkeits-Beziehung, nur sind die absoluten
Helligkeiten der W-V.-S. bei kurzen Perioden um etwa
1 mag, bei langen Perioden um etwa 1,5 mag geringer
als die der Delta-Cephei-Sterne (Abb. r Delta-Cephei-
Typische Lichtkurven von W-Virginis-Sternen mit unterschiedlichen Periodenlängen P in Tagen
Sterne). Der Lichtwechsel des Sterns RU Camelopardalis ist atypisch, die Amplitude betrug zunächst knapp
1 mag, ab 1963 wurde sie zunehmend geringer, zwei
Jahre war der Lichtwechsel erloschen, um Jahre danach, wenn auch unregelmäßig, wieder zu beginnen.
Vermutlich ist dieses ungewöhnliche Verhalten auf eine
relativ rasche Strukturänderung des inneren Aufbaus
des Sterns zurückzuführen.
Die W-V.-S. sind im Gegensatz zu den zur Population I
gehörenden Delta-Cephei-Sternen Mitglieder der
Scheibenpopulation, z. T. auch der Halopopulation.
WZ, Abk. für Weltzeit; r Zeit.
Y
Yepun, Name eines der vier 8,2-m-Teleskope der
r Europäischen Südsternwarte.
Yerkes-System, svw. MK-System; r Leuchtkraft eines Sterns.
Ymir m, ein Zwergsatellit des r Saturn.
Z
Z-Andromedae-Sterne, symbiotische Sterne, Typbezeichnung (ZAND), heterogene Gruppe veränderlicher Sterne mit mehr oder minder regelmäßigen Hel495
Z-Camelopardalis-Sterne
ligkeitsvariationen. Die Perioden betragen mehrere Wochen bis zu einigen Jahren, die Amplituden z. T. mehr
als 3 mag. Im Spektrum der Z-A.-S. sind Merkmale
sowohl hoher als auch geringer Effektivtemperatur
vorhanden, deshalb die Bezeichnung ,symbiotische’
Sterne.
Die Z-A.-S. gehören zu den r kataklysmischen Veränderlichen, es sind halbgetrennte Doppelsterne mit Umlaufzeiten länger als 100 Tage, deren eine Komponente ein roter Riese oder Überriese der Spektralklasse M,
seltener K, ist. Bei der anderen Komponente kann es
sich um einen Weißen Zwerg oder einen Hauptreihenstern handeln, denen vom Riesenstern Materie zufließt,
so dass sich eine r Akkretionsscheibe um den masseempfangenden Stern bildet. Das gesamte Doppelsternsystem ist von zirkumstellarer Materie eingehüllt,
die vom Riesenstern als r Sternwind abgeblasen wird.
Zu den Helligkeitsvariationen tragen wahrscheinlich
unterschiedliche Effekte in unterschiedlicher Stärke
bei. Der Riesenstern kann einen Lichtwechsel ähnlich
einem r Mira-Stern haben, Helligkeitsvariationen
können in der Akkretionsscheibe oder der Gashülle infolge eines variierenden Massenzuflusses verursacht
werden; durch Instabilitäten in der Akkretionsscheibe
könnte es zu novaähnlichen Lichtausbrüchen kommen,
oder eine variierende Massezufuhr führt zu einem
Lichtwechsel des Weißen Zwergs. Eine befriedigende
theoretische Deutung des beobachteten Lichtwechsels
ist noch nicht möglich. Z-A.-S. gehören vermutlich zur
Population II.
Ausschnitt aus der Lichtkurve von Z Andromedae
Z-Camelopardalis-Sterne,
Typbezeichnung
(ZCAM), Untergruppe der r U-Geminorum-Sterne.
Zeeman-Effekt [benannt nach dem niederl. Physiker
P. Zeeman, 1865–1943], die Aufspaltung von Spektrallinien, die von sich in einem homogenen äußeren Magnetfeld befindenden Atomen emittiert werden. Beim
normalen Z.-E. ergibt sich bei Sicht senkrecht auf die
Magnetfeldlinien der transversale Z.-E., eine Linienaufspaltung in drei Komponenten, bei Sicht längs der
Feldlinien hingegen der longitudinale Z.-E., eine Linienaufspaltung in zwei entgegengesetzt zirkular polarisierte Komponenten (Abb. r Sonnenbeobachtung).
Beim anomalen Z.-E. ist die Linienaufspaltung komplizierter. Der Abstand der Linienkomponenten ist abhängig von der Stärke des Magnetfelds, aus der Linienaufspaltung kann dadurch die Feldstärke bestimmt werden. Beim longitudinalen Z.-E. ist auch bei geringer
Feldstärke mittels eines geeigneten Polarimeters auf
Grund der entgegengesetzt zirkularen Polarisation die
Linienaufspaltung messbar.
Zeichen, vom Mittelalter her übliche Symbole, mit denen in der Astronomie einzelne Himmelskörper, Ab496
schnitte des Tierkreises, Konstellationen und besondere
Punkte an der Himmelskugel bezeichnet werden.
Himmelskörper:
첐 Sonne, 췝 Mond, 췦 Stern,
Komet, 찥 Merkur,
씸 Venus, 쯑 Erde, 씹 Mars, 첎 Jupiter, 첩 Saturn,
췜 Uranus, 첧 Neptun, � Pluto.
Tierkreiszeichen:
Aries (Widder), Taurus (Stier), Gemini (Zwillinge), Cancer (Krebs), Leo (Löwe), Virgo
(Jungfrau), Libra (Waage), Scorpius (Skorpion),
Sagittarius (Schütze), Capricornus (Steinbock),
Aquarius (Wassermann), Pisces (Fische).
Konstellationen:
꼙 Konjunktion, 첨 Opposition, 쏔 Quadratur, 왕 Trigonalschein, 캿 Sextilschein.
Punkte:
캸 aufsteigender Knoten, 첦 absteigender Knoten, Frühlingspunkt (Widderpunkt).
Zeit, Grundbegriff zur Erfassung der Bewegung von
Materie, des Nacheinanders von Ereignissen.
Die Zeitmessung beruht auf der Bestimmung einer
Zeiteinheit, des Abstandes zwischen zwei Zeitpunkten
sowie der Definition eines Nullpunktes einer Zeitskala.
Zur Definition eines Zeitmaßes werden unveränderliche streng periodische reproduzierbare Vorgänge hinreichend konstanter Periode benutzt wie z. B. die Rotation der Erde, der Umlauf der Erde um die Sonne, die
Schwingung eines Pendels, eines Quarzes oder die Frequenz einer elektromagnetischen Welle.
Die Periode der Erdrotation definiert als Zeitmaß einen
Tag. Die Periode ergibt sich aus der scheinbaren täglichen Bewegung eines festen Bezugspunkts an der
Himmelskugel relativ zu einer festgelegten Bezugslinie, im Allg. relativ zum Himmelsmeridian des Beobachtungsorts. Je nach der Wahl des Bezugspunkts ergeben sich unterschiedliche Tageslängen, da sich die Bezugspunkte z. T. gegeneinander verschieben. Der Zeitraum zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen
Kulminationen des Frühlingspunkts definiert als Zeiteinheit den Sterntag, die Zeitskala ist die Sternzeit. Die
wahre Sternzeit bezieht sich auf den wahren, die mittlere Sternzeit auf den mittleren Frühlingspunkt, der mit
einer Periode von 18,6 Jahren um den wahren Frühlingspunkt pendelt (r Präzesssion). Die Differenz zwischen wahrer und mittlerer Sternzeit beträgt maximal
0,4 s. Bei der Wahl der oberen Kulmination eines bestimmten „Zeitsterns“ zur Festlegung des Zeitmaßes ergibt sich eine um etwa 0,0084 s längere Zeiteinheit, der
siderische Tag. Zeitsterne sind ausgewählte, in der Nähe des Himmelsäquators sich befindende Sterne, deren
Koordinaten mit höchster Genauigkeit bestimmt und
hinsichtlich der Eigenbewegung korrigiert sind.
Die Zeit zwischen zwei aufeinanderfolgenden unteren
Kulminationen des Mittelpunkts der Sonnenscheibe definiert einen Sonnentag. Infolge des Umlaufs der Erde
um die Sonne verschiebt sich der Ort der Sonne relativ
zu den Fixsternen. Da die Umlaufgeschwindigkeit der
Erde ungleichmäßig ist, überträgt sich dies auf die Verschiebung der Sonne längs der Ekliptik. Der wahre Sonnentag ist demzufolge kein konstantes Zeitmaß (r Zeitgleichung). Bei der Definition einer fiktiven „mittleren“
Sonne, die sich völlig gleichmäßig längs des Himmels-
Zeit
äquators bewegt, ergibt sich der mittlere Sonnentag, die
Zeitskala ist die Sonnenzeit, der Nullpunkt ist der untere Meridiandurchgang der mittleren Sonne, Mitternacht. Als fiktiver Punkt ist die mittlere Sonne nicht unmittelbar beobachtbar, es kann aber die durch Beobachtung bestimmte Sternzeit in mittlere Sonnenzeit umgerechnet werden. Ein Sterntag ist um 3 min 55,91 s
Sonnenzeit kürzer als der mittlere Sonnentag. Ein Sonnenjahr von 365,2422 mittleren Sonnentagen umfasst
366,2422 Sterntage.
Sternzeit, wahre und mittlere Sonnenzeit sind auf
Grund ihrer Definition an den Meridian des Beobachtungsorts gebunden, es sind Ortszeiten. Die auf den
Nullmeridian der Erde, den Meridian von Greenwich
(Großbritannien) bezogene mittlere Sonnenzeit ist die
Weltzeit (abg. WZ oder UT [UT engl. Abk. für Universal Time, ,Weltzeit‘]). Bei der Sternzeit und Sonnenzeit
ist die Sekunde ein abgeleitetes Zeitmaß, es ist der jeweils 86 400. Teil eines Sterntags bzw. eines mittleren
Sonnentags.
Die Erdrotation ist nicht vollkommen gleichmäßig, damit sind die auf ihr basierenden Zeiteinheiten nicht absolut konstant. Außer einer langfristig fortschreitenden
säkularen Verlangsamung der Rotation, die im Mittel zu
einer Zunahme der Tageslänge um 1,7 Millisekunden je
Jahrhundert führt, treten unregelmäßige und jahreszeitlich bedingte Schwankungen sowie Variationen der Rotation mit kürzeren Perioden auf. Die säkulare Verlangsamung (Abb.1) ist wahrscheinlich eine Folge der
r Gezeiten, die Reibungen im Meereswasser sowie
Reibungen zwischen Meerwasser und Landmassen bewirken. Der der Erde verlorengehende Drehimpuls
kommt der Bahnbewegung des die Gezeiten hauptsächlich verursachenden Monds zugute (r Mondbewegung). Die unregelmäßigen Schwankungen der Erdrotation gehen wahrscheinlich auf Masseverlagerungen
im Erdinnern zurück, die jahreszeitlichen Schwankungen auf meteorologische Vorgänge, möglicherweise auf
einen Drehimpulsaustausch zwischen Erdatmosphäre
und Erdkörper (Abb. 2).
Die Rotationsachse ist im Erdkörper nicht fest (r Polhöhe), was für unterschiedliche Beobachtungsorte
unterschiedliche Verschiebung des Meridians bewirkt.
Die durch Beobachtungen von Meridiandurchgängen
festgelegte Tageslänge ist dadurch mit geringen, vom
Beobachtungsort abhängigen Unregelmäßigkeiten behaftet. Die Polbewegung wird im Rahmen des Internationalen Diensts für Erdrotation und Bezugssysteme
überwacht (r Polhöhe) und der Einfluss der Polbewegung als Korrektur an die unmittelbar aus den Beob-
achtungen abgeleitete Weltzeit UT0 angebracht, was
zur Weltzeit UT1 führt. Deren Korrektur hinsichtlich
der quasiperiodischen und als bekannt angenommenen
jahreszeitlichen Schwankungen der Rotationsperiode
ergibt die Weltzeit UT2.
Die gesetzliche Zeiteinheit in Deutschland ist seit 1971
die Atomsekunde der Internationalen Atomzeit (abg.
TAI [franz. Abk. für Temps Atomique International,
,internationale Atomzeit‘]). Sie ist durch die beim
Elektronenübergang zwischen Hyperfeinstrukturniveaus des Grundzustandes von Caesium-133-Atomen
in Ruhe und bei einer Umgebungstemperatur von 0 K
ausgesandten elektromagnetischen Welle definiert.
Eine Atomsekunde (abg. s) ist die Dauer von
9 192 631 770 Schwingungen dieser Welle. Die Atomzeit wird mit durch die Frequenz der Caesiumlinie gesteuerten Atomuhren gemessen. Diese gehen nicht absolut gleich, da die Frequenz der Linie von relativistischen Effekten, z. B. dem lokalen Gravitationsfeld, sowie dem lokalen Magnetfeld beeinflusst wird. Zur
Umgehung dieser Effekte wird die Atomzeit rechnerisch auf mittlere Meereshöhe bezogen. Abweichungen
von maximal 1 s zwischen mehreren Caesium-Atomuhren ergeben sich erst nach rund 300 000 Jahren. Diese
Genauigkeit ist größer als die der rotierenden Erde, deren Unregelmäßigkeiten sich erst mit Atomuhren nachweisen lassen. Die Atomsekunde ist die Zeiteinheit im
Internationalen Einheitensystem SI.
Die Atomzeitsekunde ist um etwa (3 bis 4) · 10–8 s kürzer als die gegenwärtige mittlere Sonnenzeitsekunde,
wodurch sich eine Differenz der beiden Zeitskalen um
etwa 1 s pro Jahr ergibt. Definitionsgemäß war der Zeitpunkt 01. Januar 1958 0h TAI in den Systemen UT2 und
TAI exakt gleich, am 01. Januar 1990 galt UT2 – TAI =
–24,6 s.
Radiosender strahlen die koordinierte Weltzeit (UTC)
[engl. Abk. für universal time coordinated, ,koordinierte Weltzeit‘] mit der Atomsekunde als Zeiteinheit aus.
Die Zeitskala ist an die Sonnenzeit durch die Festlegung des Nullpunktes der Sekundenzählung gebunden.
Um die Differenz zwischen UTC und UT1 nie größer
als 0,75 s werden zu lassen, wird, wenn benötigt, am 31.
Dezember oder am 30. Juni eine ganze Sekunde, eine
Schaltsekunde, eingefügt (Abb. 3). Die Zeitskala UTC
Abb. 1: Änderung der mittleren Tageslänge zwischen
1820 und 1975 relativ zur mittleren Tageslänge von 1930.
Gestrichelt: säkulare Zunahme
Abb. 2: Differenz der aktuellen Tageslänge zwischen
1981 und 1984 und der mittleren Tageslänge des Jahrs
1930. (Nach M. Eubanks)
497
Zeitdilatation
T
∇
UT
UTC
TAI
32s.184
1980
1987
1994
TT
Abb. 3: Verhältnis von Weltzeit UT, der koordinierter Weltzeit UTC und der Atomzeit TAI in Abhängigkeit von der
terrestrischen Zeit TT von 1980 bis 1994; die Stufen entsprechen einer Schaltsekunde
wird damit der unregelmäßigen, aber für die praktischen Bedürfnisse des täglichen Lebens entscheidenden Erdrotation angepasst. Die Differenz UT1 – UTC
wird vom Internationalen Erdrotationsdienst ermittelt.
Die für die täglichen Belange am besten geeignete Zeit
ist die mittlere Sonnenzeit, in ihr beginnt der Tag zum
Zeitpunkt der unteren Kulmination der mittleren Sonne,
d. h. um Mitternacht. An Orten unterschiedlicher geographischer Länge findet die Sonnenkulmination in
Weltzeit zu unterschiedlichen Zeitpunkten statt, entsprechend beginnt die Tageszählung unterschiedlich.
Einer Differenz von 15° geographischer Länge entspricht eine Zeitdifferenz von 1 Stunde in den jeweiligen Ortszeiten. In den geographischen Breiten Mitteleuropas bei etwa +50° ergibt sich eine Ortszeitdifferenz
von 1 s bei einer Ost-West-Entfernung zweier Orte von
rund 300 m. Da für Wirtschaft und Verkehr unterschiedliche Ortszeiten ungeeignet sind, werden größere
Erdzonen um ausgewählte Bezugsmeridiane zu Zeitzonen zusammengefasst und für diese eine Einheitszeit,
eine Zonenzeit, festgelegt. Zonenzeiten unterscheiden
sich im Allg. um volle Stunden von der koordinierten
Weltzeit, die auf den Nullmeridian der Erde, den Meridian von Greenwich (Großbritannien), bezogen ist, die
als Zonenzeit als Westeuropäische Z. bezeichnet wird.
Für die Mitteleuropäische Z., abg. MEZ, ist der Bezugsmeridian 15° östlicher Länge, damit gilt MEZ =
UTC + 1 h. Aus wirtschaftlichen oder politischen Gründen werden in einzelnen Ländern dauernd oder zeitweilig Zeitskalen mit unterschiedlichen Nullpunkten benutzt, die z. T. erheblich von der der geographischen
Lage entsprechenden Zonenzeit abweichen. In Mitteleuropa gilt z. B. während des Sommerhalbjahrs die
Mitteleuropäische Sommerzeit, abg. MESZ, mit
MESZ = MEZ + 1 h. Um astronomische Ereignisse in
einer für die gesamte Erde einheitlichen Zeitskala festzulegen, werden sie grundsätzlich in Weltzeit UTC angegeben.
Die aus der mittleren Sonnenzeit abgeleitete Zeitskala ist wegen der sich verändernden Rotation der Erde
kein konstantes Zeitmaß und deshalb für die Berechnung von r Ephemeriden ungeeignet. Für die Ephemeridenzeit (abg. ET) ist der Umlauf der Erde um die
Sonne, das tropische Jahr, der definierende periodi498
sche Vorgang. Infolge des nicht vollkommen periodischen Erdumlaufs wird zur Definition des Nullpunkts
dieser Zeitskala die Länge des tropischen Jahrs für
den 0. Januar 1900 12h 0min 0s Ephemeridenzeit festgelegt. Die Länge einer Sekunde in Ephemeridenzeit
ist definiert als der 31 556 925,9747. Teil der Länge
dieses tropischen Jahrs. Die Ermittlung der momentanen Ephemeridenzeit geschieht mittels des Vergleichs
der beobachteten Himmelskoordinaten der Sonne zu
bestimmten Zeitpunkten mit den in astronomischen
Jahrbüchern für diese Zeitpunkte angegebenen geozentrischen Ephemeriden der Sonne. Zur Berechnung
der Ephemeriden wird seit 1984,0 die auf der Atomsekunde beruhende terrestrische Z. TT (engl. Abk.
für Terrestrial Time, ,terrestrische Zeit‘) benutzt. Seit
dem 01. Januar 1977 0h 0min 0s TAI gilt TT = ET = TAI
+ 32,184 s. Die terrestrische Zeit gilt streng für einen
Beobachter auf der durch das Geoid definierten Oberfläche der r Erde. Infolge der Zeitdilatation durch
das Schwerefeld der Erde geht dessen Uhr etwa 22 ms
pro Jahr langsamer als eine Uhr im Mittelpunkt der
Erde, die Geozentrische Koordinatenzeit (abg. TCG)
anzeigt. Diese Zeitskala wird für die Ephemeriden
geozentrischer Phänomene (Präzession, Nutation,
Mondbewegung, Erdsatelliten) benutzt. Für heliozentrische Bewegungen dient die Baryzentrische Koordinatenzeit (abg. TCB); sie wird von einer Uhr angezeigt, die sich im Schwerpunkt des Sonnensystems
befindet und alle Bewegungen des Systems mitmacht,
aber nicht dessen Schwerefeld unterliegt. Eine derartige Uhr geht etwa 490 ms pro Jahr schneller als
die TT.
Zeitdilatation, r Relativitätstheorie.
Zeitgleichung, Differenz zwischen wahrer und mittlerer Sonnenzeit. Die Z. ist der Zeitbetrag, der zur mittleren Sonnenzeit hinzuzufügen ist, um wahre Sonnenzeit zu erhalten. Bei positiver Z. kulminiert die wahre
Sonne früher als die mittlere, eine mittlere Sonnenzeit
anzeigende Uhr geht gegenüber einer wahre Sonnenzeit
anzeigenden Sonnenuhr nach. Die Z. hat jährlich am
15. Mai mit +3,7 min und am 04. November mit +16,4
min ein Maximum sowie am 12. Februar mit –14,3 min
und am 27. Juli mit –6,5 min ein Minimum. Am 15.
April, 13. Juni, 02. September und am 25. Dezember ist
die Z. gleich Null (Abb.). Die angegebenen Daten können sich um einen Tag verschieben, da das Kalenderjahr
nicht gleich dem tropischen Jahr ist.
Die Z. ist im Wesentlichen durch zwei sich überlagernde Effekte mit unterschiedlichen Perioden verursacht.
Die ungleichmäßige scheinbare Bewegung der Sonne
Zeitgleichung
zirkumstellare Materie
längs der Ekliptik bewirkt eine jährliche Periode und
die Neigung der Ekliptik gegen den Himmelsäquator
eine halbjährliche. Dass die Z. bei Frühlingsanfang
nicht genau gleich Null ist, sondern erst etwas später, ist
durch die Definitionen des Startpunktes für die (fiktive)
mittlere Sonne bedingt (r Sonnentag).
Zeitskala, 1) ein durch fortlaufende Addition einer bestimmten Zeiteinheit gemessener Zeitablauf (r Zeit);
2) ein Zeitintervall, in dem sich eine physikalische Größe in charakteristischer Weise ändert.
Zeitstern, r Zeit.
Zeitzone, ein auf einen Bezugsmeridian der Erde bezogenes Gebiet mit festgelegter einheitlicher r Zeit.
Zenit m, Scheitelpunkt, Schnittpunkt des im Beobachtungsort gefällten und nach oben verlängerten Lots mit
der Himmelskugel. Der Z. ist der genau senkrecht über
dem Beobachter liegende Punkt am Himmel, der
Gegenpunkt ist der Nadir.
Zenitdistanz, Winkelabstand eines Gestirns vom Zenit; r Koordinaten.
Zenitextinktion, r Erdatmosphäre.
Zenitrefraktion, r Refraktion.
Zentaur, das Sternbild r Centaurus.
Zentauren, Zentaur-Objekte, Planetoiden oder inaktive Kometenkerne mit Bahnen, deren Perihel jenseits
der Jupiterbahn liegt und deren große Halbachse kleiner
als die des Neptun ist. Die Umlaufperioden um die Sonne betragen etwa 50 bis 150 Jahre. Möglicherweise
stammen die Z. aus dem Kuiper-Gürtel und sind durch
den störenden Einfluss des Neptun auf ihre gegenwärtigen Bahnen gelangt (r Planetoid).
Zentaur-Objekte, svw. Zentauren.
Zentralberg, auf erdartigen Himmelskörpern sich in
der Mitte eines Ringgebirges oder eines großen Kraters
befindender Berg.
Zentralkörper, eine sich in einem Sternsystem befindende, von Sternen gebildete, großräumige, zentrale
Struktureinheit; r Sternsystem.
Zentralstern, ein im Mittelpunkt eines Planetarischen
Nebels sich befindender Stern hoher Effektivtemperatur; r Planetarischer Nebel.
Zentrifugalkraft, Fliehkraft, eine senkrecht von der
Drehachse weg gerichtete Trägheitskraft. Die Z. ist proportional der Masse, des Abstands von der Drehachse
sowie der Winkelgeschwindigkeit eines Körpers.
Zirkel, das Sternbild r Circinus.
zirkumpolar, sich nahe der Himmelspole befindend,
den Pol umkreisend.
Zirkumpolarstern, ein bei der scheinbaren täglichen
Bewegung nicht unter den Horizont sinkender Stern
(Abb. r Bewegung der Gestirne).
zirkumstellar, sich in der unmittelbaren Umgebung
eines Sterns befindend.
zirkumstellare Materie, in unmittelbarer Umgebung
eines Sterns sich befindende und mit ihm in einem kosmogonischen Zusammenhang stehende Materie.
Bei der Bildung eines Sterns wird nur ein Teil der interstellaren Wolke, in der er entsteht, in stellare Materie
umgewandelt (r Sternentstehung), im Allg. umgibt den
neuentstandenen Stern ein Restteil der Wolke als mehr
oder minder dichte r Akkretionsscheibe. Die in ihr sich
befindenden Staubteilchen absorbieren die ultraviolette
und sichtbare Sternstrahlung so effektiv, dass der eingebettete Stern im visuellen Spektralbereich im Allg. unsichtbar ist. Die absorbierte Energie wird als thermische
Strahlung im infraroten Spektralbereich emittiert. Eine
zikumstellare Scheibe tritt dadurch vielfach nur als Infrarotquelle in Erscheinung. Vor allem massereiche
Protosterne und sehr junge Sterne (z. B. r T-Tauri-Sterne) sind von Gas-Staub-Scheiben umgeben. Um Sterne
im Vor-Hauptreihenzustand mit einem Alter von etwa 1
Mio. Jahren haben die Scheiben im Mittel einen Durchmesser von einigen 10 bis 100 AE, ihre Masse beträgt
rund 0,01 Sonnenmassen.
Zirkumstellare Scheiben haben eine Existenzdauer von
nur einigen Millionen Jahren. Kleine Staubteilchen, die
die thermische Strahlung hauptsächlich emittieren,
werden infolge des Drucks der Sternstrahlung aus den
Scheiben getrieben. Größere Teilchen können sich bis
hin zu immer größer werdenden r Planetesimalen,
schließlich zu Planetoiden und noch größeren Körpern
zusammenballen, wodurch aus einer Scheibe ein Planetensystem analog dem um die Sonne entstehen kann
(r Kosmogonie). Durch Zusammenstöße zwischen
Planetesimalen oder mit Planetoiden und Kometenkernen vergleichbaren Körpern werden gleichzeitig ständig kleine Teilchen nachgeliefert. Derartige Trümmerscheiben werden um ältere Hauptreihensterne, z. B. um
die Wega oder βPictoris, beobachtet, sie haben Durchmesser von etwa 100 bis 1 000 AE.
Die von einem Stern in Form eines r Sternwinds abgestoßene Materie bildet eine zirkumstellare Hülle, die
auf Grund der im visuellen Spektralbereich dem Sternspektrum aufgeprägten scharfen violettverschobenen
Absorptionslinien oder durch Emissionslinien mit violettverschobenen Absorptionsflügeln nachgewiesen
werden kann. Die Emissionslinien stammen von der
gasförmigen z.n M., die durch die Ultraviolettstrahlung
des Sterns zum Leuchten angeregt wird. Die Absorptionslinien werden dem Spektrum durch das vor den
Sternen sich befindende Gas aufgeprägt, wobei die Violettverschiebung Folge des mit hoher Geschwindigkeit
in Richtung zum Beobachter strömenden Sternwinds ist
(r Doppler-Effekt). Starke Sternwinde haben vor allem
Sterne im Vor-Hauptreihenzustand wie r HerbigAe/Be-Sterne und T-Tauri-Sterne, aber auch in der Entwicklung fortgeschrittene Sterne wie r Wolf-RayetSterne und P-Cygni-Sterne.
Im Sternwind der Riesen- und Überriesensterne geringer Effektivtemperatur können sich Staubteilchen bilden, deren Menge bei r OH/IR-Sternen so groß ist,
dass die von den Sternen emittierte Strahlung im sichtbaren Spektralbereich vollständig absorbiert wird und
sie allein durch die thermische Strahlung des Staubs
nachweisbar sind. Bei r R-Coronae-Borealis-Sternen
entstehen in unregelmäßigen Zeitabständen z. T. so viele Staubteilchen, dass den Sternen ein charakteristischer Lichtwechsel aufgeprägt wird.
Bei Kontaktsystemen unter den r Doppelsternen fließt
so viel Materie von einer Komponente zur anderen,
dass sich eine mehr oder minder große, das Gesamtsystem umgebende Gashülle bildet. Die masseaufnehmende Komponente bei halbgetrennten Doppelsternsystemen ist im Allg. von einer r Akkretionsscheibe umge499
Zirrusnebel
ben, die u. a. den Lichtwechsel der r kataklysmischen
Veränderlichen verursacht.
Eine rasche Rotation nahe an der Stabilitätsgrenze führt
bei den r Be-Sternen bevorzugt in der Äquatorregion
zum Abströmen von Gas, das sich durch charakteristische Linienprofile in den Spektren bemerkbar macht.
Zirrusnebel, Großer Cygnusbogen, ein blasser Nebelschleier im Sternbild Cygnus (Schwan), der gasförmige Überrest einer Supernova. Der Z. ist etwa 2 500 pc
von der Sonne entfernt (Abb. r Supernova).
Zodiakallicht, Tierkreislicht, schwache um die Ekliptik konzentrierte Lichterscheinung am Nachthimmel.
Mit wachsendem Winkelabstand von der Sonne nimmt
die Intensität wie auch die Breite der Lichterscheinung
ab, so dass das Z. nur in der Dämmerung vor Sonnenaufgang bzw. nach Sonnenuntergang sichtbar ist. Die
hellsten Teile dieses Morgen- bzw. Abendhauptlichts
können unter günstigen Beobachtungsbedingungen fast
bis zu etwa 90° Abstand von der Sonne sichtbar sein.
Die Flächenhelligkeit des Hauptlichts erreicht etwa die
der hellsten Milchstraßengebiete. Infolge der geringen
Neigung der Ekliptik gegen den Horizont und des geringen Helligkeitskontrasts ist das Z. in unseren geographischen Breiten nur selten zu beobachten. Die
günstigsten Beobachtungsbedingungen für das Abendhauptlicht ergeben sich im Frühjahr kurz nach Sonnenuntergang, für das Morgenhauptlicht im Herbst kurz vor
Sonnenaufgang. In den Tropen ist die Sichtbarkeit unabhängig von der Jahreszeit. In großem Sonnenabstand
erscheint das Z. als sich längs der Ekliptik erstreckendes zusammenhängendes schwaches Zodiakallichtband. Das Band hat im Gegenpunkt zur Sonne ein relativ helleres Gebiet, den Gegenschein, dessen Intensität
etwa 1/20 der des Hauptlichts beträgt. Bei extraterrestrischen Beobachtungen nimmt die Intensität des
Hauptlichts in Richtung zur Sonne zu und geht in das
Licht der F-Korona der r Sonne über.
Die Flächenhelligkeit des Z.s ist schwer bestimmbar, da
es vom Streulicht der Erdatmosphäre sowie, mehr oder
minder stark, vom Licht der Milchstraße überlagert
wird.
Das Z. ist an interplanetaren Staubteilchen gestreutes
Sonnenlicht. Die Intensität der Streustrahlung ist abhängig von der Verteilung der Teilchen längs des Sehstrahls, ihrer räumlichen Entfernung von der Sonne sowie ihren Streueigenschaften. Diese werden von Größe,
Form und chemischer Zusammensetzung der Teilchen
bestimmt. Die Streuung des Sonnenlichts erfolgt nicht
isotrop (r Streuung). Die mit zunehmendem Winkelabstand von der Sonne geringer werdende Vorwärtsstreuung verursacht die abstandsabhängende Intensität des
Z.s. Der Gegenschein beruht auf Rückwärtsstreuung,
nicht auf einer erhöhten Teilchendichte im Gegenpunkt
der Sonne. Das Spektrum des Z.s gleicht dem der Sonne.
Der das Z. bewirkende interplanetare Staub, die Zodiakallichtmaterie, umgibt die Sonne in Form eines abgeflachten Ellipsoids, in dem die Anzahldichte der Teilchen mit wachsendem räumlichem Abstand von der
Sonne abnimmt. Die Teilchenradien liegen im Bereich
zwischen etwa 5 und 100 µm, Teilchen mit Radien zwischen 10 und 70 µm tragen etwa 70% zum Z. bei. Mit
500
zunehmendem Teilchenradius nimmt die Teilchenhäufigkeit stark ab. Die Teilchenzusammensetzung ist
durch Analyse von mittels hochfliegenden Flugzeugen
aufgefangenen Partikeln bestimmbar (r interplanetare
Materie).
Zodiakus m, svw. Tierkreis.
Zölostat m, ein aus Planspiegeln bestehendes optisches System, mit dem Licht eines Himmelskörpers unabhängig von dessen scheinbarer täglicher Bewegung
einem fest aufgestellten Teleskop zugeführt werden
kann. Z.e werden besonders bei r Sonnenbeobachtungen benutzt.
Zonenzeit, r Zeit.
Zustandsdiagramm, ein die funktionale Abhängigkeit zweier globaler, einen Stern als Ganzes charakterisierender Beobachtungsgrößen darstellendes Diagramm; z. B. das Hertzsprung-Russell-Diagramm.
Zustandsgleichung, mathematische Beziehung von
Größen, die wesentlich vom thermodynamischen Zustand eines Stoffes abhängen, speziell die Beziehung
von Druck, Dichte und Temperatur.
Ideales Gas. Bei einem idealen Gas ist der Druck p
dem Produkt von Dichte ρ und Temperatur T proportional: p = ρ · kT/m = n · kT, wobei m die mittlere Masse
der Gasteilchen, n die Anzahldichte der Teilchen und k
die r Boltzmann-Konstante bedeuten. Der Druck ist
nicht von der chemischen Zusammensetzung des Gases
abhängig. Reale Gase lassen sich umso eher als ideale
Gase beschreiben, je geringer die Wechselwirkungen
der Gaspartikeln untereinander sind, was insbesondere
der Fall ist, wenn die Eigenvolumina der Partikeln im
Vergleich zum gesamten zur Verfügung stehenden Volumen sehr klein sind. In normalen Sternen und im
interstellaren Gas ist diese Bedingung sehr gut erfüllt.
Entartetes Elektronengas. Bei sehr hohen Dichten und niedrigen Temperaturen bewirken quantenmechanische Effekte Abweichungen vom Verhalten eines
idealen Gases.
Zwei identische Fermionen (Teilchen mit halbzahligem
Spin), z. B. Elektronen, Protonen oder Neutronen, die
sich im gleichen Raumgebiet aufhalten, können nicht
die gleiche Energie haben. Bei entsprechend hoher
Dichte haben einige Teilchen auch dann sehr hohe Geschwindigkeiten, wenn die Temperatur sinkt, weil die
niedrigeren Energiezustände alle besetzt sind, der Gasdruck wird unabhängig von der Temperatur. Die „Gasentartung“ tritt in einem vollständig ionisierten Gas für
die freien Elektronen, für das „Elektronengas“, wegen
deren geringerer Masse viel eher ein als für die massereicheren Atomkerne.
Ein Elektronengas wird als vollständig entartet bezeichnet, wenn sämtliche nach den Gesetzen der Quantentheorie verfügbaren Energieniveaus bis zu einer
Grenzenergie, der Fermi-Energie [benannt nach dem
ital. Physiker E. Fermi, 1901–1954], vollständig besetzt
sind. Je höher die Elektronengasdichte ist, umso höher
ist die Fermi-Energie.
Es ist zwischen nichtrelativistischer und relativistischer
Entartung, bei der die Fermi-Energie vergleichbar mit
der Ruhmasseenergie der Elektronen ist, zu unterscheiden. Unabhängig von der Temperatur ist bei vollständiger nichtrelativistischer Entartung der Druck proportio-
Zweikörperproblem
nal ρ5/3, bei vollständiger relativistischer Entartung
proportional ρ4/3. Vollständig relativistisch entartetes
Elektronengas übt einen geringeren Druck aus als
nichtrelativistisch entartetes, es ist weniger „steif“. Die
Grenze zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Elektronenentartung liegt bei Dichten in der Größenordnung von etwa 2 · 106 g/cm3. Vollständige Entartung setzt im Prinzip eine verschwindend kleine Temperatur voraus, doch ist auch bei Temperaturen bis zur
Fermi-Temperatur Entartung möglich, die bei den in
r Weißen Zwergen herrschenden Dichten in der Größenordnung von einigen 106 K liegt. Die Entartung eines Elektronengases kann bei sonst unveränderten Bedingungen durch eine Temperaturerhöhung aufgehoben
werden.
Im Zwischenbereich zwischen idealem und vollständig
entartetem Elektronengas ist die Z. komplizierter, da
der Grad der Entartung zu berücksichtigen ist und der
Druck auch von der Temperatur abhängt. Im Übergangsbereich von nichtrelativistischer zu relativistischer Entartung ist die Z. gleichfalls komplizierter.
Neutronengas. Bei Gasdichten in der Größenordnung von 1014 bis 1015 g/cm3 existieren keine normalen
Atomkerne, sie zerfallen infolge des Einfangs freier
Elektronen (inverser r Betazerfall) in Neutronen. Das
von den Neutronen gebildete Gas ist entartet, da sämtliche nach der Quantentheorie erlaubten Energieniveaus
bis zu einer Grenzenergie besetzt sind. Die Z. eines entarteten „Neutronengases“ ist noch weitgehend unbekannt. Infolge der extrem hohen Dichten sind die Abstände zwischen den Neutronen so klein, dass Kernkräfte wirksam werden, außerdem sind relativistische
Effekte, z. B. die geschwindigkeitsabhängige Massezunahme der Teilchen (r Relativitätstheorie), zu berücksichtigen.
Photonengas. Eine sehr einfache Z. ergibt sich für
den Druck, den die Photonen einer den Raum erfüllenden Strahlung („Photonengas“) ausüben. Im Fall
Schwarzer Strahlung (r Strahlungsgesetze) der Temperatur T gilt für den Strahlungsdruck p = aT4/3, wenn a
die Strahlungsdichtekonstante (r Strahlungsgesetze)
bezeichnet. Der Strahlungsdruck ist weder von der
Dichte noch der Zusammensetzung eines im gleichen
Volumen existierenden Gases abhängig. Im Vergleich
zum Gasdruck spielt der Strahlungsdruck nur bei sehr
hohen Temperaturen und vergleichsweise niedrigen
Gasdichten eine Rolle.
Infolge der unterschiedlichen Abhängigkeiten von
Dichte und Temperatur leisten in einem Gas in bestimmten Temperatur- und Dichtebereichen unterschiedliche Komponenten den Hauptbeitrag zum Gesamtdruck (Abb.), die Beiträge der anderen Komponenten brauchen dann vielfach nicht berücksichtigt zu werden.
Feste, flüssige Materie. Die Z. fester oder flüssiger Stoffe ist infolge des starken Materialeinflusses
außerordentlich kompliziert. Nur für Drücke bis zu etwa 109 N/m2 kann sie experimentell ermittelt, für höhere Drücke muss sie theoretisch bestimmt werden, was
im Allg. nicht umfassend möglich ist.
Zustandsgrößen eines Sterns, globale Beobachtungsgrößen, die einen Stern als Ganzes charakterisie-
Temperatur-Dichte-Diagramm mit den Bereichen, in denen der Druck durch eine Komponente dominiert wird.
Längs der Linien ist der Druck von im Diagramm benachbarten Gaszuständen gleich
ren. Zu den Z. e. S. gehören Masse, Leuchtkraft bzw.
absolute Helligkeit, Durchmesser sowie effektive Temperatur. Leuchtkraft, Durchmesser und Effektivtemperatur sind durch eine mathematische Beziehung miteinander verknüpft und damit nicht unabhängig voneinander (r Leuchtkraft).
Abgeleitete Z. sind mittlere Dichte und Schwerebeschleunigung an der Sternoberfläche, die durch Masse
und Durchmesser bestimmt werden. Zu den Z. e. S.
werden auch Größen gerechnet, die nicht konsequent
physikalisch definiert sind, aber wesentliche Beobachtungsgrößen beinhalten, wie Spektral- und Leuchtkraftklasse sowie die chemische Zusammensetzung der
Sternatmosphäre.
Zwischen der das Sternspektrum beschreibenden
Spektral- und Leuchtkraftklasse und den das Spektrum
bestimmenden Größen Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung an der Sternoberfläche sowie chemische Atmosphärenzusammensetzung bestehen keine
Zusammenhänge, die durch einfache Formeln beschreibbar sind. Der Zusammenhang wird im Allg. graphisch durch Zustandsdiagramme veranschaulicht.
Von diesen ist das r Hertzsprung-Russell-Diagramm,
das den Zusammenhang zwischen Leuchtkraft bzw.
absoluter Helligkeit und der Effektivtemperatur bzw.
der Spektralklasse darstellt, von besonderer Bedeutung.
Zu den einen Stern als Ganzes charakterisierenden Beobachtungsgrößen gehören weiterhin die Rotationsperiode bzw. Rotationsgeschwindigkeit an der Sternoberfläche sowie das globale Magnetfeld.
Die Bestimmung der globalen Zustandsgrößen setzt z.
T. eine hohe Messgenauigkeit voraus, nur für wenige
Sterne ist die Gesamtheit der Größen bekannt.
Die Tabelle (S. 502) enthält für Sterne unterschiedlicher
Spektral- und Leuchtkraftklasse gemittelte Werte der
Zustandsgrößen. Die Bestimmungsmethoden der einzelnen Größen sind unter dem entsprechenden Stichwort beschrieben.
Zwei-Farben-Diagramm, Zwei-Farbenindex-Diagramm, r Farbenindex.
Zweikörperproblem, Kepler-Problem, die Aufgabe,
die Bewegung zweier Körper zu bestimmen, die unter
dem alleinigen Einfluss ihrer gegenseitigen Massenanziehung stehen. Dabei wird angenommen, dass die
501
Zwei-Photonen-Emission
Spektral- und
Leuchtkraftklasse
O5V
B0V
A0V
F0V
G0V
K0V
M0V
M5V
A0III
F0III
G0III
K0III
M0III
B0I
A0I
F0I
G0I
K0I
M0I
DA0
L
(L첐)
Mittlere Zustandsgrößen der Sterne
M
R
Teff
ρ
(M 첐)
(R첐)
(K)
(ρ첐)
g
(g첐)
Teff
(K)
800 000
50 000
50
7
1,5
0,4
0,08
0,01
150
30
40
70
300
300 000
40 000
30 000
30 000
30 000
40 000
0,0007
60
18
2,9
1,6
1,1
0,8
0,5
0,2
4
2
1,0
1,1
1,2
25
16
12
10
13
13
0,6
0,3
0,3
0,5
0,6
0,9
1,0
1,4
2,2
3 · 10–1
1 · 10–1
3 · 10–2
7 · 10–3
8 · 10–4
3 · 10–2
4 · 10–3
1 · 10–3
3 · 10–4
2 · 10–4
5 · 10–5
3 · 103
7,80
5,20
1,65
1,27
1,06
0,90
0,68
0,57
1,75
1,23
1,01
0,81
0,66
4,51
1,70
1,33
0,97
0,78
0,63
1,64
14
7,6
2,5
1,6
1,1
0,9
0,6
0,3
4
4
6
13
40
30
60
90
170
205
500
0,011
45 000
30 000
9 500
7 300
6 100
5 200
3 900
3 300
10 100
7 100
5 800
4 700
3 800
26 000
9 800
7 700
5 600
4 500
3 600
9 500
0,02
0,04
0,2
0,4
0,9
1,2
2,3
7,3
6 · 10–2
3 · 10–2
5 · 10–3
5 · 10–4
2 · 10–5
9 · 10–4
7 · 10–5
2 · 10–5
2 · 10–6
8 · 10–7
1 · 10–9
4,5 · 105
L: Leuchtkraft; M: Masse; R: Radius; Teff: effektive Temperatur; ρ: mittlere Dichte; g: Schwerebeschleunigung an der Sternoberfläche.
Sonne: L첐 = 3,85 · 1026 W ; M첐 = 1,99 · 1030 kg; R첐 = 6,96 · 105 m; Teff = 5770 K; ρ첐 = 1,41 · 103 kg/m3; g첐 = 274 m/s2
Masse der Körper im Körpermittelpunkt konzentriert
ist, dass es sich um „Punktmassen“ handelt. Dies bedeutet, dass der Abstand der Körper um viele Größenanordnungen größer ist als ihr Durchmesser.
Im Allg. wird einer der Körper, der Hauptkörper, als ruhend angesehen, während der andere sich relativ zu diesem bewegt. Die Anziehungskraft zwischen den Körpern ist nach dem Newton’schen Gravitationsgesetz
proportional den Massen der Körper und umgekehrt
proportional dem Quadrat ihrer Entfernung. Sind für einen bestimmten Zeitpunkt der Ort des zweiten Körpers
und dessen Geschwindigkeit nach Richtung und Größe
relativ zum Hauptkörper sowie die Masse beider Körper bekannt, sind die Bahn sowie der Bewegungsablauf
des umlaufenden Körpers für beliebige Zeiträume berechenbar. Die Bahn ist ein Kegelschnitt (ein Kreis, eine
Ellipse, eine Parabel oder eine Hyperbel), in deren einem Brennpunkt sich der Hauptkörper befindet. Für die
Bahngeschwindigkeit gilt der Flächensatz, wonach die
Verbindungslinie zwischen Haupt- und sich bewegendem Körper in gleichen Zeitintervallen gleich große
Flächen überstreicht. Die r Kepler’schen Gesetze sind
als Spezialfall in diesen Bewegungsregeln enthalten.
Da es gleichgültig ist, welcher der beiden Körper als
Hauptkörper angesehen wird, gelten die Gesetze auch
für die Bewegungen des ersten Körpers relativ zum
zweiten. Werden die Bewegungen der beiden Körper
auf den gemeinsamen Schwerpunkt bezogen, durchlaufen sie ähnliche Bahnen mit gleichem Bewegungsablauf, z. B. Ellipsen mit gleicher Exzentrizität.
Können die Körper nicht als Punktmassen angesehen
werden, ist die Lösung des Z.s wesentlich komplizierter. Ist die Bahn in Näherung eine Ellipse, ist die tatsächliche Bahn nicht geschlossenen, da die große Ach502
se der Bahnellipse in Abhängigkeit von der Massenverteilung im jeweiligen Körperinnern sowie von den Körperabständen sich dreht (r Periheldrehung). Bei extrem
massereichen Körpern werden bei der Bewegung merkliche Energiemengen in Form von r Gravitationswellen abgestrahlt, wodurch die Körper Spiralbahnen
durchlaufen und sich ihr gegenseitiger Abstand langsam verkleinert.
Im Sonnensystem ist das Z. in guter Näherung erfüllt,
da die Abstände der Planeten von der Sonne und untereinander sehr groß sind. Für den Bewegungsablauf über
astronomisch lange Zeiträume müssen aber die gegenseitigen gravitativen Einflüsse der Planeten als r Störungen der Zwei-Körper-Bewegung berücksichtigt
werden. Im strengen Sinn liegt kein Z., sondern ein
r Mehrkörperproblem vor. Dies gilt vor allem für die
Bewegungen von Planetoiden und Kometen. Sie kommen den Planeten z. T. so nahe, dass durch deren Massenanziehung die Bahnen der massearmen Körper entscheidend beeinflusst werden. Der Bewegungsablauf
der Satelliten um ihren jeweiligen Planeten kann gleichfalls nur in Näherung als Z. angesehen werden. Die Satelliten haben so geringe Abstände von ihrem Planeten,
dass dieser nicht als Punktmasse wirkt. Dies trifft im
besonderen Maß für den Mond zu, dessen Umlaufbewegung auf Grund des Einflusses der Erde sowie der
Sonne außerordentlich kompliziert ist (r Mondbewegung). Bei der Bewegung der Kometen spielen vielfach
nicht nur gravitative, sondern auch nichtgravitative
Kräfte eine Rolle (r Komet). In diesen Fällen wird das
klassische Z. ganz verlassen.
Zwei-Photonen-Emission, der spontane Übergang
eines in einem Atom gebundenen Elektrons von einem
höherliegenden Energieniveau zu einem niedrigeren
ZZ-Ceti-Sterne
unter Aussendung zweier Photonen. Die Energie beider
Photonen zusammen ist gleich der Energiedifferenz der
beiden Niveaus, die Verteilung der Energie auf die
Photonen jedoch beliebig, so dass bei einer Z.-P.-E. ein
kontinuierliches Spektrum emittiert wird. Die Wahrscheinlichkeit für eine Z.-P.-E. ist um viele Größenordnungen geringer als für einen Ein-Photon-Übergang.
Bei „verbotenen“ Übergängen (r Atom) sind Z.-P.E.en relativ häufiger und spielen im interstellaren Gas z.
T. eine Rolle.
Zweispektrensystem, spektroskopisches Doppelsternsystem, in dessen Spektrum Linien beider Komponenten in Erscheinung treten.
Zweistrahlinterferometer, r Radioteleskop.
zweiter Kontakt, r Finsternis.
Zwerg-Cepheiden, ältere Bezeichnung für die
r Delta-Scuti-Sterne, insbesondere für die mit großer
Amplitude.
Zwergenast, andere Bezeichnung der Hauptreihe im
r Hertzsprung-Russell-Diagramm.
Zwerggalaxie, extragalaktisches Sternsystem geringer absoluter Helligkeit; r Sternsystem.
Zwergnovae, Sing. Zwergnova, f, ältere Bezeichnung
für r U-Geminorum-Sterne.
Zwergplanet, ein die Sonne umlaufender Himmelskörper, der eine so große Masse hat, dass die Eigengravitation die Festigkeit der ihn formenden Materie überwindet und er sich in einem hydrostatischen Gleichgewicht befindet, d. h. nahezu rund, aber kein Satellit ist,
und in dessen Nähe, anders als bei einem Planeten, auch
weitere Kleinkörper die Sonne umlaufen. Zu den Z.en
werden gegenwärtig die r Ceres, die r Eris und der
r Pluto gerechnet, wobei Ceres und Eris zunächst als
Planetoiden, Pluto als Planet bezeichnet wurden.
Zwergstern, ein Hauptreihenstern, insbesondere eines mittleren oder späten Spektraltyps.
Zwischenpopulation, r Population.
Lichtkurve des ZZ-Ceti-Sterns ZZ Piscium am 17.10.1974
während einer Zeit etwas länger als eine Stunde
Zwischenwolkengas, zwischen interstellaren Wolken diffus verteiltes Gas neutralen Wasserstoffs;
r interstellares Gas.
Zwillinge, das Sternbild r Gemini.
ZZ-Ceti-Sterne, Typbezeichnung (ZZ), kurzperiodisch veränderliche Weiße Zwerge der Spektralklasse
DA mit Helligkeitsamplituden von maximal 0,3 mag
und Perioden zwischen etwa 4 und 20 Minuten (Abb.).
Charakteristisch ist das Auftreten vieler, z. T. mehr als
20 überlagerter Perioden, die teilweise über längere
Zeit sehr genau eingehalten werden, aber auch nach wenigen Stunden abklingen können. Der Lichtwechsel der
ZZ-C.-S. ist auf nichtradiale Pulsationen zurückzuführen (r Sternaufbau). Die Sterne werden von Wellen
unterschiedlicher Perioden durchlaufen, die insgesamt
eine komplexe Oszillation verursachen. An der Sternoberfläche kommt es zu großräumigen Temperaturvariationen mit Temperaturdifferenzen zwischen benachbarten Bereichen in der Größenordnung von etwa
1 000 K.
Die Bildpunkte der ZZ-C.-S. liegen im HertzsprungRussell-Diagramm in der Verlängerung des Instabilitätsstreifens (Abb. r Veränderliche).
503
http://www.springer.com/978-3-8274-1712-1