Media:Der_Sternenhimmel

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, rotbraune 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. 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.