Anhang

A.l Verschiedene Einheiten, Internationales Einheitensystem und Gaußsches System

Verwendet wird durchgängig das Internationale Einheitensystem SI (Systeme International d'Unites); die wichtigsten Größen und Beziehungen werden hier auch im Gaußsehen System angegeben. Zweckmäßiger­weise werden auch "Astronomische Einheiten" (Tabelle auf der hinteren Einbandrückseite) eingeführt.

SI-Basiseinheiten:

Meter m (Länge) Kilogramm kg (Masse) Sekunde s (Zeit) Ampere A (Elektrische Stromstärke) Kelvin K (Temperatur) Mol mol (Stoffmenge) Candela1 cd (Lichtstärke)

Präfixe für Zehnerpotenzen:

w- l Dezi d 102 Hekto h w-2 Zenti c 103 Kilo k w-3 Milli m 106 Mega M w-6 Mikro j.L

109 Giga G w-9 Nano n 1012 Tera T 10-12 Pico p 1015 Peta p 10- 1s Femto f 1018 Exa E 10- 18 Atto a 1021 Zetta z 10- 21 Zepto z 1024 Yotta y 10- 24 Yocto y

1 In diesem Buch nicht verwendet.

Einige Beziehungen im Bereich des Elektromagnetismus zwischen SI und Gaußsehern System:

Das Gaußsehe System der "gemischten" CGS-Einheiten verwendet sowohl elektrostatische Einheiten (E.S.E.) als auch elektromagnetische Einhei­ten (E.M.E.) in den jeweiligen Bereichen. In ihm sind Permittivität und Permeabilität im Vakuum dimensionslos mit dem Wert 1.

X : Größe im Internationalen Einheitensystem

X : Größe im Gaußsehen System

Wir beschränken uns hier auf das Vakuum, so daß magnetische Flußdichte B und magnetische Feldstärke (Induktivität) H über

B =/loH bzw. iJ = ii zusammenhängen.

Elektrische Ladung:

Elektrische Feldstärke:

Magnetische Flußdichte:

- e e=---y'4m0

E=~E

iJ = (4; B = y'4m()cB yliü

t:o elektrische, 110 magnetische Feldkonstante (Tabelle auf der hinteren Einbandrückseite) mit t:o/lo = 1/ c2, c Lichtgeschwindigkeit.

Kraft auf bewegte Ladung e:

Energiedichte im Vakuum:

Poynting-Vektor:

Zyklotronfrequenz:

Bohr-Radius:

Klassischer Elektronenradius:

Verschiedene Einheiten:

Länge:

Angström

Masse:

Tonne

atomare Masseneinheit mu

- e -F = eE + ev X B = eE + -V X B

c

1 ( 2 B2 ) 1 - 2 - 2 w =- t:0 E +- = -(E + B ) 2 flo 8rr

1 c - -S=ExH= -ExB= -ExB

110 4rr eB eii

wc=-=-m mc

n,z n,z ao = 4rrt:o-- = --

mee2 mee2

e2 e2 re=----=--

4rrso mec2 mec2

1 Ä= w-IO m = w-s cm

1 t = 103 kg

1 u = 1.6605. w-27 kg

Zeit:

Minute Stunde Tag Jahr

Frequenz:

Hertz

Winkel:

Radiant

Grad Winkelminute Winkelsekunde

Raumwinke I:

Steradiant

Kraft:

Newton

Druck:

Pascal

Bar

Energie:

Joule

Elektronvolt Äquivalente:

kT für T =I K Kilogramm atomare Masseneinheit Protonenmasse Elektronenmasse

Leistung:

Watt

A.l Verschiedene Einheiten, Internationales Einheitensystem und Gaußsches System

1 min lh ld la

=60s = 60 min = 3600 s = 24 h = 86 400 s ::::::3.156. 107 s unabhängig von der gerrauen Definition

1Hz =1s- 1

1 rad = 1 mm- 1 (dimensionslos)

= 57.2958° = 3437.74' = 206 264.81" 1° =n/180rad=l.7453·10-2 rad 1' = (1/60)0 = 2.9089. 10-4 rad 1" = (1/60)' = 4.8481. 10-6 rad

1 sr

IN

= 1m2 m-2 (dimensionslos) = (180/n) 2 Quadratgrad = 3282.8 Quadratgrad

= 1 mkgs-2 = 105 dyn = 105 cmg s-2

1 Pa = 1 m- 1 kgs-2 = 1 Nm-2

= 10dyncm-2

1 bar = 105 Pa

I J =1m2 kg s-2 = 1 Nm= 1 Ws = 107 erg = 107 cm2 g s-2

I eV = 1.6022-10- 19 J = 1.6022. 10-12 erg

I K · k = 1.3807 · 10-23 J = 8.6174 · 10-5 eV l kg · c2 = 8.9876 · 1016 J m0 c2 = 1.4924 · 10- 10 J = 931.49 MeV m c2 = 1.5033-10- 10 J = 938.27 MeV p

mec2 = 8.1872 · 10- 14 J = 0.5110 MeV

lW =lm2 kgs- 3 =1Js- 1 =1VA = 107 erg s- 1

A 537

Temperatur:

Celsius-Temperatur Temperaturäquivalent

des Elektronvolts

Elektrische Ladung:

Coulomb

WCI =Absolute Temperatur T[K]- 273.15 K 1 evk- 1= 11 605 K

IC =I A s = 2.9979 ·109 E.S.E.

Elektrische Spannung, Potential:

Volt 1 V = 1m2 kg s-3 A _, = 3.3356 · 10-3 E.S.E.

Magnetische Flußdichte (im Vakuum):

Tesla IT =1kgs-2 A-'=1Vsm-2

= 104 G (Gauß)

A.2 Namen der Sternbilder

Standardabkürzung, lateinische (mit Genitiv) und deutsche Bezeichnung der Konstellationen

And Andromeda Andromedae Andromeda Ant Antlia Antliae Luftpumpe Aps Apus Apodis Paradiesvogel Aql Aquila Aquilae Adler Aqr Aquarius Aquarii Wassermann Ara Ara Arae Altar Ari Aries Arietis Widder Aur Auriga Aurigae Fuhrmann Boo Bootes Bootis Bootes Cae Caelum Caeli Grabstichel Cam Camelopardalis Camelopardalis Giraffe Cap Capricornus Capricorni Steinbock Car Carina Carinae Schiffskiel Cas Cassiopeia Cassiopeiae Kassiopeia Cen Centaurus Centauri Zentaur Cep Cepheus Cephei Kepheus Cet Cetus Ceti Walfisch Cha Chamaeleon Chamaeleontis Chamäleon Cir Circinus Circini Zirkel CMa Canis Maior Canis Maioris Großer Hund CMi Canis Minor Canis Minoris Kleiner Hund Cnc Cancer Cancri Krebs Co I Columba Columbae Taube Com Coma Berenices Comae Berenices Haupthaar der Berenike CrA Corona Austrina Coronae Austrinae Südliche Krone CrB Corona Borealis Coronae Borealis (Nördliche) Krone Crt Crater Crateris Becher Cru Crux Crucis Kreuz (des Südens) Crv Corvus Corvi Rabe CVn Canes Venatici Canum Venaticorum Jagdhunde Cyg Cygnus Cygni Schwan Dei Deiphiaus Delphini Delphin Dor Dorado Doradus Schwertfisch Dra Draco Draconis Drache Equ Equuleus Equulei 1-'üllen Eri Eridanus Eridani Eridanus For Fornax Fornacis Chemischer Ofen Gern Gemini Geminorum Zwillinge Gru Grus Gruis Kranich Her Hercules Herculis Herknies Hor Horologium Horologii Pendeluhr Hya Hydra Hydrae Wasserschlange Hyi Hydrus Hydri Südliche Wasserschlange Ind lndus lndi Inder Lac Lacerta Lacertae Eidechse Leo Leo Leonis Löwe Lep Lepus Leporis Hase Lib Libra Librae Waage LMi Leo Minor Leonis Minoris Kleiner Löwe

539

540

I Aoh.og

Lup Lupus Lupi Wolf Lyn Lynx Lyncis Luchs Lyr Lyra Lyrae Leier Men Mensa Mensae Tafelberg Mic Microscopium Microscopii Mikroskop Mon Monoceros Monocerotis Einhorn Mus Musca Muscae Fliege Nor Norma Normae Winkelmaß Oct Octans Octantis Oktant Oph Ophiuchus Ophiuchi Schlangenträger Ori Orion Orionis Orion Pav Pavo Pavonis Pfau Peg Pegasus Pegasi Pegasus Per Persens Persei Persens Phe Phoenix Phoenicis Phönix Pie Pietor Pictoris Maler PsA Piscis Austrinus Piscis Austrini Südlicher Fisch Psc Pisces Piscium Fische Pup Puppis Puppis Achterdeck Pyx Pyxis Pyxidis Kompaß Ret Reticulum Reticuli Netz Sei Sculptor Sculptoris Bildhauer Sco Scorpius Scorpii Skorpion Set Senturn Scuti Schild Ser Serpens Serpentis Schlange Sex Sextans Sextantis Sextant Sge Sagitta Sagittae Pfeil Sgr Sagittarius Sagittarii Schütze Tau Taurus Tauri Stier Tel Telescopium Telescopii Fernrohr TrA Triangulum Australe Trianguli Australis Südliches Dreieck Tri Triangulum Trianguli Dreieck Tue Tucana Tucanae Tukan UMa Ursa Maior Ursae Maioris Großer Bär (Wagen) UMi Ursa Minor Ursae Minoris Kleiner Bär (Wagen) Vel Vela Velorum Segel (PI.) Vir Virgo Virginis Jungfrau Vol Valans Volantis Fliegender Fisch Vul Vulpecula Vulpeculae Füchslein

Bezeichnungsweise bei Verwendung der Konstellationsnamen: Nichtveränderliche Sterne wer­den durch griechische (in einigen Fällen auch durch lateinische) Buchstaben oder durch Zahlen in Verbindung mit dem Genitiv des lateinischen Konstellationsnamens, meist in der dreibuchstabigen Standardabkürzung, bezeichnet, z. B.: ß UMa =Beta Ursae Maioris oder 48 UMa = 48 Ursae Ma.ioris, z Her= Iota Herculis, I Car =I Carinae, a Cen = a Centauri.

Veränderliche Sterne werden mit großen Buchstaben R, S, ... , Z; RR, RS, . . . ZZ; AA, ... , AZ; BB, ... , QZ und dem Genitiv der Konstellation bezeichnet (334 Möglichkeiten; J wird nicht verwendet), weitere Veränderliche in einem Sternbild mit V 335 usw., z. B. RR Lyr, W Vir, SS Cyg, V I 057 Cyg.

Für starke Radio- und Röntgenquellen wird der lateinische Sternbildname im Nominativ mit großen Buchstaben und Ziffern verwendet, z. B. Tau A = Taurus A, Her X-1 = Hercules X-1, Sco X-3 = Scorpius X-3.

Ausgewählte Probleme

1. Koordinatensysteme (Abschn. 2.1 und 11.1)

1.1 Die Verknüpfung zwischen dem Horizontalsystem (Azimut A, Höhe h bzw. Zenitabstand z = 90°- h) und dem Äquatorialsystem (Deklination 8 und Stundenwin­kel t bzw. Rektaszension a = Sternzeit- t) erfolgt über das Polardreieck (nautisches Dreieck) Pol P - Zenit Z -Gestirn G mit den Seiten z, 90°- rp und 90°-8 (rp: Polhöhe).

Z'

c

b Q

B c

Man gebe die Formeln an zur Berechnung von z aus gegebenem rp, 8, t sowie von 8 aus gegebenem rp, z, A .

Wie lauten die entsprechenden Beziehungen für die Umrechnung vom Äquatorialsystem (a,8) auf (a) ekliptikale Koordinaten und auf (b) galaktische Koordinaten?

1.2 Wo und wann geht die Sonne am längsten Tag des Jahres in Heidelberg (geographische Breite rp = 49.41 °) auf? Wie groß sind Azimut und Sternzeit bei Auf- und Untergang von Arktur (a Boo, a = 14 h 15 min 39.6 s, 8 = + 19° 10'57") für New York (rp = 40.7°)? Wie lange steht der Stern über dem Horizont?

Man löse diese Aufgabe (a) ohne Berücksichtigung der Refraktion in der Erdatmosphäre, (b) mit einer Re­fraktion von 34' 50" am Horizont (Abschn. 2.1.1 ). Der Aufgang der Sonne sei durch das Sichtbarwerden ihres oberen Randes definiert.

Hinweis: Aus der sphärischen Trigometrie: In einem Dreieck ABC mit den Seiten a, b, c (als Winkel ausge­drückt) und den ihnen gegenüberliegenden Winkeln a, ß, y gelten die Beziehungen:

sin a : sin b : sin c = sin a : sin ß : sin y cos a = cos b + cos c + sin b sin c · cos a cos a = - cos ß cos y + sin ß sin y · cos a .

2. Auflösungsvermögen, Helligkeit (Abschn. 3.4 und 5.1)

Die scheinbare visuelle Helligkeit des Jupitermondes J I Io ist (bei einer mittleren Opposition des Planeten) V = + 4.8 mag. Mit bloßem Auge können unter günsti­gen Bedingungen noch Sterne bis etwa 6 mag gesehen werden. Warum wurde Io erst nach der Erfindung des Fernrohrs durch G. Galilei entdeckt? Wieviel mal heller als Io ist Jupiter?

Hinweis: Man berechne den maximalen Win­kelabstand los von Jupiter und den scheinbaren Radius des Planeten (Tabelle 3.4) und vergleiche die Werte mit dem Auflösungsvermögen des Auges (5.2). Der Helligkeitsunterschied zwischen Jupiter und Io kann größenordnungsmäßig durch das Verhältnis der Planeten- bzw. Satellitenscheiben abgeschätzt werden.

3. Radioaktive Wärmeproduktion (Abschn. 2.2, Kap. 3 und Abschn. 7.2)

Die Wärmeerzeugung in Gesteinen durch Radioaktivi­tät erfolgt überwiegend bei dem Zerfall von 238U, 232Th

541

542

und 4°K. Die spezifische Energieproduktion q beträgt für natürliches Uran (99.3% 238U) 9.4- w-5, für Tho­rium 232Th 2.6 · 1 o-s und für natürliches Kalium (0.02% 4°K) 3.6·10-9 Jkg- 1 s- 1.

3.1 Man berechne q aus den kosmischen Elementhäu­figkeiten (Tabelle 7 .5) für (a) die kosmische Materie, in der alle Elemente enthalten sind, und (b) chondriti­sehe Materie, für welche vereinfachend angenommen werde, daß sie praktisch aus Olivin (Mg, Fe)2Si04

und Spuren von K, Th, U im kosmischen Ver­hältnis der Elemente besteht. Man vergleiche das Ergebnis von (b) mit dem tatsächlichen Wert für Chon­drite, q = 5.2 · 10-12 Jkg- 1 s- 1. Welche radioaktive Zerfallsreihe überwiegt bei der Wärmeproduktion?

3.2 Man berechne aus q den Wärmestrom Q an der Oberfläche einer homogenen Kugel mit dem Radius R

und der Dichte Q. Wie groß ist Q bei der Erde, wenn sie durchgehend aus chondritisehern Material bestehen würde? Wie groß ist Q für eine 10 km dicke Schicht aus Granit (q = 1.1·10-9 Jkg- 1 s- 1), die sich über die ganze Erdoberfläche erstreckt?

3.3 Die Energiebilanz eines Körpers im Planeten­system im Abstand r von der Sonne ist durch (3.2) gegeben. Wie verhält sich- bei einer Albedo A = 0.5-der radioaktive Wärmestrom Q zu der Zustrahlung S(r) von der Sonne für verschiedener und R?

Wie groß muß der Radius R sein, damit Q die Zustrahlung S(r) überwiegt? Gibt es Körper im Pla­netensystem, für die Q ::: S(r) ist? Man diskutiere Zahlenbeispiele für Körper im Planetoidengürtel, in Entfernung des Saturn und am Rande der Oortschen Kometenwolke (Abschn. 2.2).

3.4 Man berechne mit den in Abschn. 3.2.2 angegebe­nen Halbwertszeiten die Häufigkeiten von 238U, 232Th und 4°K für die Entstehungszeit des Planetensystems vor 4.5 · 109 a. Wie war damals der relative Beitrag dieser radioaktiven Nuklide zur Wärmeproduktion in Gesteinen?

4. Atmosphären von Planeten und Monden (Abschn. 2.4 und Kap. 3)

Ein Himmelskörper kann eine eigene Atmosphäre halten, wenn die thermische Geschwindigkeit v der

Moleküle (3.23) sehr klein gegenüber der Entweichge­schwindigkeit Ve = J2GM/ R (2.61) ist. Man zeige, daß unter der Annahme einer von der Höhe in der Atmosphäre unabhängigen Schwerebeschleunigung g =GM/ R2 gilt:

H

R'

wobei H die Äquivalenthöhe (3.17) ist. Man stelle für die Planeten und ihre größeren Monde eine Rangord­nung nach Ve und nach vefv auf unter Verwendung der in Kap. 3 aufgeführten Daten und vergleiche diese mit der beobachteten Existenz von Atmosphären. Wie groß muß demnach Ve/li mindestens sein, damit eine Atmosphäre existieren kann?

5. "Kosmischer Zusammenstoß" (Abschn. 3.7 und 14.2)

5.1 Man verwende den heutigen Teilchenfluß von Meteoriten in l AE Entfernung von der Sonne aus Abb. 3.32, um durch Extrapolation abzuschätzen, wie groß die Wahrscheinlichkeit für einen Zusammenstoß eines Meteoriten/Planetoiden von l, l 0 und 100 km Radius mit der Erde ist.

5.2 Ein Planetoid mit einem Radius von 10 km und einer Dichte von 3000 kg m-3 pralle mit einer Relativgeschwindigkeit von 50 km s-1 auf die Erde auf. Unter der Annahme, daß dessen Masse hierbei "zusammenbleibt", schätze man ab:

a) Wie groß ist der Impuls des Planetoiden im Ver­gleich zum Bahnimpuls der Erde?

b) Wie groß ist der maximal auf die Erde übertragbare Drehimpuls im Vergleich zum Eigendrehimpuls der Erde? Welche Änderung der Rotationsperiode würde hierdurch bewirkt? Wie lange würden die Ge­zeitenkräfte (Abschn. 2.4.6) benötigen, um dieselbe Änderung zu erzeugen?

c) Man nehme an, daß die gesamte kinetische Energie des Planetoiden in thermische Energie der Moleküle der Erdatmosphäre umgewandelt werden könnte. Wie hoch wäre die Temperatur der Atmosphäre? Man vergleiche die kinetische Energie mit der ge­samten Wärmeenergie der Atmosphäre, mit der gesamten Dissoziationsenergie ihrer Moleküle (N2 :

9.8eV, 0 2 : 5.1 cV), mit der Rotationsenergie der Erde und mit der in einem Jahr von der Sonne zugestrahlten Energie.

5.3 Man nehme an, daß die Masse des Planeto­iden gleichförmig über die ganze Erdoberfläche verteilt werde. Wie dick wäre diese Schicht?

Man nehme an, daß die Masse des Planetoiden in der gesamten Erdatmosphäre bis zu einer Höhe von 10 km gleichförmig in Form von Staubkömern mit 1 !LID Radius verteilt werde. Man schätze den Extinktionsko­effizienten (10.10, 11) mit Qext:::: Qstr:::: 1 sowie die Änderung der Albedo und der Temperatur der Atmo­sphäre ab. Man vergleiche die Masse des Planetoiden mit der Masse der Erdatmosphäre.

6. Planetoiden (Abschn. 2.4 und Kap. 3)

6.1 Ein kleiner Planetoid in 3 AE Abstand von der Sonne habe einen Radius von I 0 km und eine Albedo A = 0.03 (ähnlich wie die kohligen Chondrite). Wie groß ist seine Effektivtemperatur bei sehr langsamer und sehr rascher Rotation? Wo liegt das Maximum sei­ner Strahlung, wenn diese als schwarz angenommen wird?

Man vergleiche die Effektivtemperatur mit den in Tabelle 3.1 angegebenen Werten für die Planeten.

6.2 Ist ein gravitativ gebundenes Doppelsystemzweier Planetoiden möglich? Man nehme für die Planetoiden dieselbe Masse M an und stelle nach dem 3. Kepler­schen Gesetz die Beziehung zwischen Abstand und Periode des Bahnumlaufs zahlenmäßig auf (a) für M = 1021 kg (entsprechend den größten Planetoiden), (b) für M eines Planetoiden mit 10 km Radius und einer Dichte von 3000 kg m~3 und (c) für M = 1 kg(!).

Wie groß sind die Kräfte auf solche "Doppelplane­toiden" in 3 AE Entfernung von der Sonne durch andere Körper des Planetensystems?

6.3 In der Erzählung "Der kleine Prinz" von A. de Saint-Exupery (1943) besucht der Prinz einen winzigen Planeten, auf dem gerade Platz für eine Stra­ßenlaterne und einen Laternenanzünder ist. Der Planet hat sich von Jahr zu Jahr schneller gedreht, so daß jetzt die Laterne jede Minute einmal angezündet und einmal ausgelöscht werden muß.

Au>gowählto Pmblomo I

Man nehme für den Planetoiden eine Kugel vom Radius 1.25 m und einer Dichte von 3000 kg m~3 an. Wie groß sind die Gravitations- und die Zentrifugalbe­schleunigung am Äquator? Wie lange fällt ein Stein aus 1m Höhe auf die Oberfläche?

Reicht die Zentrifugalkraft aus, um die Haftrei­bung des stehenden Laternenanzünders (70 kg Masse) gegenüber der Oberfläche zu überwinden?

Wie verhält es sich mit der Stabilität des Planeto­iden bei 1 min Rotationsperiode, wenn die Zugfestigkeit seines Materials 108 Pa beträgt?

7. Entfernung und Raumgeschwindigkeit der Sterne (Abschn. 2.2, 6.2, 6.3 und 11.1)

7.1 Wie groß ist der Winkelabstand an der Sphäre zwischen den beiden hellsten Sternen der Zwillinge, Castor (a Gern) und Pollux (ß Gern)? Wie groß ist ihr wahrer räumlicher Abstand in [pc]? Die Koordinaten ( a, 8) für die Epoche 2000 und Parallaxen (p) der beiden Sterne sind

a Gern: a = 7 h 34 min 35.9 s,

8=+31°53'18", p=0.067";

ß Gern: a = 7 h45 min 18.9 s,

8 = +28° 1' 34", p = 0.094".

7.2 In einem Sternkatalog sind die Koordinaten des Sirius (a CMa) für die Epoche 1900 mit a = 6 h 40 min 44.6 s und 8 = -16° 34' 44" angegeben. Man berechne die Position für das Jahr 2000 unter Ver­wendung der Präzession aus Tabelle 2.1 und vergleiche das Ergebnis mit der Angabe im Bright Star Catalogue. Wieviel macht hierbei die Eigenbewegung des Sirius aus, welche in Rektaszension - 0.545" a~I, in Deklina­tion - 1.211" a~ 1 beträgt? Die Radialgeschwindigkeit des Sirius ist -8kms~ 1 , seine Parallaxe 0.378". Um wieviel ändert sich die Entfernung in 100 a aufgrundder Radialgeschwindigkeit? Man berechne die galaktischen Koordinaten (l, b) des Sirius und überprüfe das Ergebnis anband der Abb. 11.1. Wie groß sind die Komponenten der Raumgeschwindigkeit in der Milchstraße?

8. Sirius A und B - die fundamentalen Parameter der Sterne (Abschn. 6.3, 6.5 und 8.3)

Das visuelle Doppelsternsystem a CMa = Sirius hat eine Parallaxe p = 0.378". Relativ zu dem hellen

543

544

Sirius A (mv = - 1.46 mag) bewegt sich der schwä­chere Begleiter, der Weiße Zwergstern Sirius B (mv = + 8.44 mag), auf einer Ellipse mit einer großen Halbachse a = 7 .5" mit einer Periode P = 50.1 a. Das Verhältnis der großen Halbachsen der Bahnen der bei­den Komponenten um ihren gemeinsamen Schwerpunkt ist aB I aA = 2.1.

8.1 Wie groß sind die Massen M der beiden Sterne? Wie groß sind der kürzeste und der größte Abstand bei­der Komponenten in [AE]? Wie hoch sind die mittleren Bahngeschwindigkeiten im Schwerpunktsystem?

8.2 Aus der Analyse ihrer Spektren ergeben sich für die beiden Sterne folgende Effektivtemperaturen und Schwerebeschleunigungen an der Oberfläche

Teff.A = 9980 K , Teff.B = 22 500 K ,

gA = 204 ms-2 , g8 = 7.1· 106 m s-2

und damit als bolametrische Korrektionen (6.37) B.C.(A) :::::: 0.2 mag und B.C.(B):::::: 2.4 mag. Man be­rechne die Leuchtkräfte L, Radien R und mittleren Dichten Q der beiden Komponenten. Inwieweit wird die Masse-Leuchtkraft-Beziehung (6.51) durch die beiden Komponenten erfüllt?

8.3 Interferometrische Messungen ergeben für Si­rius A einen scheinbaren Winkeldurchmesser von 0.0059". Man vergleiche diesen Wert mit dem spek­troskopisch bestimmten Durchmesser. Für Weiße Zwerge besteht die Masse-Radius-Beziehung (8.73) RjR0 =0.0128(MjM0 )- 113. Welchen Radius ergibt diese Beziehung für Sirius B?

9. Strahlungskraft und maximale Leuchtkraft der Sterne (Abschn. 2.3 und 4.3)

Ein Stern erreicht seine maximale Leuchtkraft, die Eddington-Leuchtkraft LE, wenn die nach außen gerich­tete Strahlungsbeschleunigunggrad an seiner Oberfläche gleich der Gravitationsbeschleunigung g = GM 1 R2

(6.53) ist; für grad > g existieren demnach keine stabilen Sterne (A.S. Eddington, 1921).

9.1 Die Strahlungsbeschleunigung ist gleich dem Impuls, der pro s auf eine Einheitsmasse durch Absorp­tion von Strahlung übertragen wird, vgl. (2.14 ), wo-

bei für Strahlung Impuls= Energie/ c gilt (c =Licht­geschwindigkeit). Man zeige, daß

00

grad = ~ J kv,MFv dv

0

gilt, wobei Fv der monochromatische Strahlungsstrom (4.35, 36) und kv,M der Massenextinktionskoeffizient ( 4.1 09) ist. In einem vollständig ionisierten Was­serstoffplasma wird die Strahlungskraft überwiegend durch Thomsonstreuung an den freien Elektronen mit dem frequenzunabhängigen Querschnitt aT ( 4.132) übertragen. Man zeige, daß sich für diesen Fall die Eddington-Leuchtkraft

4ncGM LE=---

aT,M

ergibt (aT,M = aT · ne/ {} ). Wie groß ist LE für M = 1 M 8 in Einheiten der Sonnenleuchtkraft?

9.2 Bei den hellsten Überriesen beobachtet man abso­lute bolametrische Helligkeiten von Mbol :::::: -10 mag. Man berechne ihre maximalen Massen unter der Annahme, daß Mbol der Eddington-Leuchtkraft ent­spricht, und diskutiere diese im Zusammenhang mit der empirischen Masse-Leuchtkraft-Beziehung (6.51).

10. Anregung, Ionisation und kontinuierliche Absorption in der Sonnenatmosphäre (Abschn.4.3, 7.1 und 7.2)

In der Photosphäre der Sonne ist in der Schicht r = 0.1 die Temperatur T = 5070 K, der Elektronendruck Pe = 0.38 Pa und der Gasdruck Pg = 4360 Pa (Tabelle 7.4 ). Wie groß sind in dieser Schicht die Elektronendichte ne

und die totale Teilchendichte n 101?

10.1 Man berechne mit der Boltzmannformel (4.88) die Besetzungszahlen der beiden niedrigsten angereg­ten Energiezustände (Hauptquantenzahlen n = 2 und 3) des neutralen Wasserstoffs relativ zum Grundzustand (n = 1). Die Energien sind durch

Xn [eV] = 13.60 ( 1- n12 )

gegeben (7.2), die zugehörigen statistischen Gewichte sind gn = 2n 2 . Wie groß ist der Ionisationsgrad des Was­serstoffs n (H II) / n (H I) und wie hoch ist der Anteil der

negativen Wasserstoffionen n (H-) / n (H I)? Man ver­wende die Sahaformel (4.92, 7.12) und berücksichtige in der Zustandssumme Q0 von H I nur die Zustände n =I bis 3. Für HII ist Q =I. DasH--Ion hat eine "Ionisationsenergie" (Eiektronenaffinität) von 0.75 eV und nur einen gebundenen Zustand (Grundzustand), Q(H-)=go(H-) = 1.

10.2 Man berechne die Beiträge von H I und H­zur kontinuierlichen Absorption K). der Sonnenphoto­sphäre in r = 0.1 bei der Wellenlänge A. = 364 nm, d. h. an der kurzwelligen Seite der Balmerkante (vgl. Abb. 7.7). Die atomaren Absorptions- bzw. Pho­toionisationsquerschnitte des H I sind durch ( 4.130) gegeben, WObei K). = CXnk (A) · nn = K!c,at · nn (4.109) ist. Welche Energiezustände n des H I müssen für den Photoionisationsquerschnitt bei 364 nm Wellen­länge berücksichtigt werden? Für das H--Ion ist fXQK(364 nm)::::: 2.4 • 10-lJ m2.

Wie groß ist die Thomsonstreuung an freien Elektronen (4. 132) im Vergleich zu K).?

11. Strahlungstransport: Temperaturschichtung einer Sternatmosphäre (Abschn. 4.3 und 7.2)

Die Strahlungstransportgleichung für eine planparal­lele Atmosphäre (7.39) hat im "grauen Fall", d. h. für einen von der Frequenz bzw. Wellenlänge unabhängigen Absorptionskoeffizienten, die Form

d/ cosiJ- = 1- B

dr '

wobei T die frequenzunabhängige optische Tiefe, I = J(; !\) dv und B = J0

00 B" dv = (a/rr)T4 ist. Man betrachte nur zwei Strahlrichtungen, eine nach

außen, cos iJ = + 1, mit der Intensität J+ und eine nach innen, cos iJ = -I, mit I-. In dieser stark vereinfachten Zwei-Strahl-Näherung ist die mittlere Intensität (4.31) durch 1 = ~ u+ + /-) und der Strahlungsstrom (4.34) durch F = J+ - r gegeben.

11.1 Man zeige, daß sich bei Addition der bei­den Strahlungstransportgleichungen für cos iJ = ±I der Energiesatz ergibt, d. h. daß im Strahlungsgleichge­wicht 1 = B der Strahlungsstrom F unabhängig von der Tiefe T ist (F = aTeir).

Au>gowählto Pcoblomo I

11.2 Durch Subtraktion der beiden Gleichungen er­gibt sich eine Differentialgleichung für 1. Man löse diese Gleichung für die Randbedingung, daß an der Sternoberfläche ( T = 0) keine Einstrahlung erfolgt, d. h. I- ( r = 0) = 0, und vergleiche die sich ergebende Temperaturschichtung T( r) mit der grauen Schichtung (7 .42).

12. Supernovae und Pulsare (Abschn. 2.3, 2.4, 4.3, 6.3, 7.4 und 8.2)

I2.1 Die bolametrische Helligkeit L(t) der hel­len SN 1987 A in der Großen Mageilansehen Wolke fällt von etwa 120 d bis 800 d nach dem Ausbruch exponentiell mit der Zeit t ab.

Man bestimme für dieses Zeitintervall L(t) nä­herungsweise aus der Abbildung. Wie groß ist die Helligkeitsabnahme in Größenklassen pro Tag? Man gebe die Halbwertszeit r 1; 2 (SN) der Lichtkurve an und vergleiche sie mit der Halbwertszeit des radioaktiven Zerfalls von 56Co in 56Fe, r 1; 2 C06Co) = 77.28 d.

35

34

:! 33

..J

"' ~ 32

31

0 200 400 600 800 1000 d

12.2 Wieviel Sonnenmassen an 56Co sind erforderlich, um die beobachtete Leuchtkraft L(t) im exponentiel­len Teil durch radioaktive Heizung durch den Zerfall von 56Co zu erklären? Beim Zerfall eines 56Co-Kems werden im Mittel 3.6 MeV an Energie freigesetzt.

I2.3 Nach etwa 800 d flacht die bolametrische Licht­kurve ab und liegt z. B. 1030 d nach dem Ausbruch mit 2 · I031 W deutlich über der Extrapolation des ex­ponentiellen Abfalls. Eine mögliche Erklärung hierfür wäre eine zusätzliche Energiezufuhr durch den - noch

545

546

I AO<gewäh•e Pmbleme

nicht direkt beobachtbaren - Pulsar bzw. rotieren­den Neutronenstern auf Kosten seiner Rotationsenergie

Erot = ~ Jui. Man berechne das Trägheitsmoment J des Neutronensterns unter der Annahme einer homo­genen Kugel (2.67) mit dem Radius R = 10 km und der Masse M = 1.4 M 0 . Der Pulsar im Krebsnebel (Abschn. 7.4.7) ändert seine Periode P = 2rrlw ent­sprechend PI P = 2500 a ( P = dP I dt); etwa 1 I I 00 der hierdurch bedingten Abnahme der Rotationsenergie Erot tritt als Pulsarstrahlung auf. Man berechne Erotl 100 und vergleiche das Ergebnis mit der 1030 d nach Ausbruch beobachteten Leuchtkraft der SN 1987 A.

12.4 Der bei einer Supernovaexplosion entstandene Neutronenstern hat noch bis etwa 100 a nach dem Ausbruch eine Oberflächentemperatur T über 2 · 106 K.

Wo liegt das Maximum der Strahlung eines Schwar­zen Körpers von T = 2 · 106 K? Wie groß ist die entsprechende Leuchtkraft, wenn der Radius des Neutronensterns R = 10 km beträgt?

Der Röntgensatellit ROSAT kann eine "Punkt­quelle" noch bei einem Fluß von 2. 10-7 wm-2

(Energiebereich 0.1 bis 0.3keV) bzw. 6·10-7 Wm-2

(0.5-2 keV) nachweisen. Könnte die thermische Rönt­genstrahlung eines beim Ausbruch der SN 1987 A entstandenen Neutronensterns mit R = 10 km und T = 2 · 106 K von ROSAT beobachtet werden (Entfer­nung der Großen Magenansehen Wolke: 50 kpc)?

13. Thermonukleare Reaktionen (Abschn. 7.1 und 8.1)

13.1 Zwei positiv geladene Kerne (Ladungen Z1e und Zze) im Abstand r stoßen einander entsprechend dem Coulombpotential:

1 Z 1Z 2e2 V(r)=---

4rrco r

(8.15) ab. Eine Kernreaktion ist erst möglich, wenn sich die beiden Kerne bis auf ro = 10- 15 m nähern (Abb. 8.1). Wie hoch ist die Coulombschwelle B = V(r0 )?

Wie groß ist ihre Dicke Ll = 8 - r 0 ::: 8 für ein Teilchen mit der kinetischen Energie E = ~mv2 = ikT, wobei 8

durch V(8) = E gegeben ist? Man drücke 8 in Einheiten der de Broglie-Wellenlänge A = !tl(mv) aus. (Der Ein­fachheit halber nehmen wir an, daß sich der eine Kern in Ruhe befindet.)

Nach G. Gamow ist die Wahrscheinlichkeit für das Durchtunneln des Coulombwalls P(v) = exp( -2m1) (8.16) mit

1 Z1Z2e2 17 = 4 7r E 0 ----,:;;;-- .

Wie hängt 17 mit 8 zusammen? Man berechne B, 8 und P(v) für die Reaktion 12C(p, y) 13 N aus dem CNO-Trizyklus für T = 107 und 2·107 K.

13.2 Bei gerraueren Berechnungen muß die Ab­

schirmung der Kernladungen durch die Elektronen im Plasma berücksichtigt werden. Im Rahmen der Debye-Theorie ist das elektrostatische Potential dann

V(r) = V(r)e-r/1'[)

(8.17) mit der Debyelänge für ein vollständig ionisiertes Wasserstoffplasma der Teilchendichte n,

rn = jEokT. e2n

Wie ändern sich B, 8 und P(v) für das abgeschirmte Potential V(r)? Man nehme für n = 1032 und 1035 m-3

an.

13.3 Die Rate für eine thermonukleare Reaktion wird außer durch P( v) wesentlich durch die Geschwindig­keitsverteilung </>(v) der Kerne bestimmt, für die wir die Maxwell-Boltzmann-Verteilung (4.86) annehmen dürfen. Bei welchem v sind die beiden einander entge­genwirkenden Exponentialfunktionen exp( -blv) und exp[ -(vlv0 ) 2 ] gleich (b, v0 Konstanten)? Bei wel­chem v liegt das Maximum des Integranden cr(v)v<f>(v) in (4.127), dem sog. "Gamow-Peak"? Man setze fürden Wirkungsquerschnitt er( v) = const · P( v) I v2 an.

14. Energieerzeugung durch Akkretion (Abschn. 2.3, 7.4, 8.2, 8.4 und 12.3)

Bringt man eine Masse m aus großer Entfernung auf die Oberfläche einer Kugel mit der Masse M und dem Radius R, so wird die Gravitationsbindungsenergie

GMm LlE=--­

R

freigesetzt (8.27). Durch die Akkretion von Materie mit einer Rate .M = dmldt kann daher - bei voll-

ständiger Umsetzung von 11E in Strahlung - eine Akkretionsleuchtkraft

-ldEI- GMM La - -dt R

erzeugt werden (7.109).

14.1 Man berechne La in Einheiten der Sonnenleucht­kraft für einen Massenstrom M = I o- 10 M 0 a- 1, der für enge Doppelsterne (Abschn. 7 .4.5, 6) typisch ist, auf (a) einen Weißen Zwerg, (b) auf einen Neutronenstern mitjeweils M =I M 0 .

14.2 Bei kataklysmischen Veränderlichen erfolgt der Massenstrom auf den Weißen Zwerg nicht direkt in radialer Richtung, sondern vielmehr über eine Akkre­tionsscheibe, indem sich jedes Massenteilchen auf einer Spirale nach innen bewegt. Man nehme an, daß seine Bahn in jedem Zeitpunkt durch eine Kreisbahn mit einer Keplergeschwindigkeit nach (2.60) angenähert werden kann. Man zeige mit Hilfe von (2.59), daß beim Er­reichen der " innersten" Bahn dicht an der Oberfläche des Weißen Zwergs nur die Leuchtkraft ! La gewonnen wird. Wie kann man die volle Akkretionsleuchtkraft La erhalten?

14.3 Wie groß ist La, wenn eine Masse M Materie bis hin zu ihrem Schwarzschildradius Rs (8.82) akkre­tiert? (Man setze hierbei- stark vereinfachend - voraus, daß die Newtonsehe Gravitationstheorie bis an Rs heran gilt). Wie hängt La von M ab? In Abschn. 12.3.6 wird die Strahlung der Kerne aktiver Galaxien zu TJMc2 ,

TJ Wirkungsgrad, abgeschätzt (12.36). Wie verhält sich dieser Ausdruck zu La?

14.4 Die Eddington-Leuchtkraft LE (s. Aufgabe Nr. 9) liefert bei stetigem Einfall von Materie eine obere Grenze für dessen Rate M, da für La 2: LEder Strah­lungsdruck die Akkretion verhindert. Wie groß ist die maximale Rate für Akkretion auf einen Weißen Zwerg von I M 0 , einen Neutronenstern von l M 0 und einen galaktischen Kern (Schwarzschildradius Rs) von 109 M 0 ?

15. Mikrowellen-Hintergrundstrahlung und interstellare Absorptionslinien {Abschn. 7.1, 7.2, 10.2 und 13.2)

Im Spektrum des hellen O-Stern I; Oph werden folgende schwache Absorptionslinien des CN-Radikals beobach­tet, die von den beiden untersten Niveaus des CN mit den Rotationsquantenzahlen J = 0 und 1 ausgehen:

CN

0

R(O) R(l) P(l)

2

X 2L: J

1 0

Lmoc Wellenlan@e Äqul\"lllenlbrcile rclall\ e f ·Werte Ä(nm) 1\!,_(pm(

R(Ol 3 7.46 0.73 I R(l) 3 7.39 0.21 2/3 1'(1) 387.57 0.11 1/3

15.1 Man berechne aus (7.35) die Energie des Niveaus J = I sowie die Wellenlänge A.o und die Frequenz vo, die dem Übergang ( J = 0) B ( J = 1) entsprechen. Die Rotationskonstante ist B = 1.8910 cm- 1•

15.2 Man bestimme mittels der Boltzmannformel ( 4.88) aus obigen Liniendaten die Anregungstemperatur ("Rotationstemperatur") aus dem Verhältnis der Beset­zungszahlen n 1 I no = n (J = I) I n (J = 0). Die Linien können als ungesättigt angenommen werden, so daß W;c dem Absorptionskoeffizienten K;c und damit dem Produkt n.fA6 proportional ist (7.32).

547

548

I Au>gewählte Pmbleme

15.3 Erfolgt die Anregung des Niveaus J = 1 durch die Mikrowellen-Hintergrundstrahlung mit T = 2.7 K? Man überprüfedies durch Lösung des kinetischen Gleichgewichts (4.113) für ein 2-Niveau-Atom mit J = 0 und J = 1 (vgl. Abb. 7.4) unter Berücksichtigung folgender Prozesse:

a) Spontane Emission mit Einsteinkoeffizient A 10 = 1.2. w-5 s- 1,

b) Erzwungene Emission Bwlv und Absorption Botlv (4.122), wobei lv durch die Intensität (Kirchhoff­Planck-Funktion) der 2.7 K-Strahlung bei der Frequenz vo gegeben sei,

c) An- und Abregung durch Elektronenstoß ( 4.128) mit C01 = cme und a = 2.1· w- 12 m3 s- 1.

Man nehme für die Elektronendichte im interstellaren Medium (HI-Wolken) ne = 105 m-3 entsprechend ei­nem Ionisationsgrad ne/nH = 5 · 10-4 an. Wie würde das Gleichgewicht für eine 1 Omal größere Elektronen­dichte aussehen?

15.4 Man vergleiche das Strahlungsfeld des Mikro­wellenhintergrunds mit der allgemeinen Sternstrahlung in der Milchstraße, wenn für diese eine verdünnte Schwarzkörperstrahlung mit T = 104 Kund einem Ver­dünnungsfaktor (10.14) von w- 15 angenommen wird. Wie groß müßte der mittlere Sternabstand (bei ei­nem mittleren Sternradius von 2 R8 ) sein, damit die Intensität der Sternstrahlung (a) bei A. 0, (b) beim Maxi­mum der Planckverteilung gleich der der 3 K-Strahlung wird?

16. Linienidentifikation und Rotverschiebung (Abschn. 7.1, 12.3 und 13.1)

Das optische Spektrum einer Radioquelle zeigt - nach abnehmender Stärke geordnet - sechs breite Emis­sionslinien bei A. = 563.2, 323.9, 579.2, 503.2, 475.3 und 459.5 nm Wellenlänge. Man versuche diese Li­nien als Balmerlinien des neutralen Wasserstoff zu

identifizieren. Welche Rotverschiebung z bzw. Radial­geschwindigkeit ergibt sich nach der Hubhiebeziehung ( 13 .2), und welcher Entfernung entspricht dies? Welche Wellenlängen würde man für Ha und La mit die­sem z vorhersagen? Gibt es plausible Identifikationen für die restlichen Linien? Ist die Identifikation eindeu­tig oder könnten die beobachteten Linien auch z. B. der Lymanserie zugeschrieben werden?

Hinweis: Die Laborwellenlängen der Wasserstoff­linien entnehme man spektroskopischen Tabellen oder man verwende (7.2). Die Hauptquantenzahl des unte­ren Niveaus ist n = 1 für die Lyman- und n = 2 für die Balmerserie. Für weitere Identifikationen ziehe man Emissionslinienspektren anderer Objekte heran (z. B. den Orionnebel Abb. 10.7). (Es handelt sich hier um 3C 273, den ersten, von Maarten Schmidt entdeckten, Quasar.)

17. Galaxienverteilung (Abschn.12.4 und 13.2)

Bei der Galaxiendurchmusterung des Center for Astrophysics, Cambridge, Mass., wurde eine über (min­destens) 7.5 hin Rektaszension und 36° in Deklination ausgedehnte Struktur, die "Große Mauer", gefunden, in der die Galaxiendichte etwa 5mal größer als de­ren mittlere Dichte im Kosmos ist (Abb. 12.30). Diese Struktur liegt bei einer mittleren Fluchtgeschwindigkeit von 8700 km s- 1 und erstreckt sich nur etwa 500 km s- 1

in radialer Richtung.

17.1 Man berechne das Volumen und die Masse der "Großen Mauer" in Abhängigkeit von der Hubblekon­stanten Ho und dem Dichteparameter Q = Q/ [Je (13.27). Wievielen Galaxien von der Art unserer Milchstraße entspricht die Masse?

17.2 Man schätzte das Volumen des kugelförmig an­genommenen weitgehend galaxienfreien Bereichs in Abb. 12.30 mit dem Mittelpunkt bei a:::::: 15 h und Vrad:::::: 7400 km S- 1.

L atur . Da

Astronomische Daten aller Art

Eine umfassende Datensammlung ist zugänglich beim Cen­trede Donees astronomiques de Strasbourg (CDS) unter der Adresse http: 1 lcdsweb. u-strasbg. Er I im World Wide Web.

Literaturüberblick

Angaben über einzelne Arbeiten aus Fachzeitschriften usw. findet man elektronisch im NASA Astrophysics Data System, ADS Abstract Service (http: I I adswww. harvard. edul).

Das Literaturverzeichnis beschränkt sich auf die wichtig­sten Nachschlagewerke, Zeitschriften, Bücher usw., die ein tieferes Eindringen in einzelne Probleme und Arbeitsgebiete ermöglichen sollen.

Berichte über Tagungen

Zu den meisten Fachtagungen, welche einem bestimmten Thema gewidmet sind, wird ein Tagungsbericht (Proceedings) herausgegeben. Diese Bände führen wir i. a. nicht bei den Li­teraturangaben zu den einzelnen Kapiteln dieses Buches auf; wir begnügen uns mit dem Hinweis auf folgende Reihen:

Reviews in Modem Astronomy (Astronomische Gesellschaft, Hamburg)

Publications of the International Astronomical Union. Pro­ceedings of Symposia Series (Kluwer Academic Pub!., Dordrecht, ab 1998: Astronomical Society of the Pacific, San Francisco)

Proccedings of lAU Colloquia (erscheinen bei verschiedenen Verlagen)

Astronomical Society of the Pacific Conference Series (ASP, San Francisco)

The Astronomy and Astrophysics Review (Springer, Berlin, Heidelberg)

Handbücher, Übersichtsartikel, Zusammenstellungen von Zahlenwerten und Formeln, Himmelskarten

Annual Review of Astronomy and Astrophysics (Annual Re­views, Pa1o Alto, Calif.)

Mitton, J.: A Concise Dictionary of Astronomy (Oxford Uni­versity Press, Oxford 1991)

Murdin, P. (ed.): Encyclopedia of Astronomy and Astrophy­sics, (Institute of Physics, Bristol 2000)

Schaifers, K., Voigt, H. H. (Hrsg.): Landolt-Börnstein, Zah­lenwerte und Funktionen aus Naturwissenschaften und Technik. Neue Serie, Gruppe VI, Band 2, Astronomie und Astrophysik (Springer, Berlin, Heidelberg 1981 [Teilband a], 1982 [Teilband b und c])

Voigt, H. H. (Hrsg.): Landolt-Börnstein, Numerical Data and Functional Relationships in Science and Technology. New Se­ries, Group VI, Vol. 3, Astronomy and Astrophysics (Springer, Berlin, Heidelberg 1996 [Subvolume b], 1999 l Subvolume c])

Cox, A. N.: Allen 's Astrophysical Quantities (AlP, Springer, New York, Berlin 2000)

Lang, K. R.: Astrophysical Formulae, Vols. I and 2, 3rd edn. Astronomy and Astrophysics Library (Springer, Berlin, Hei­delberg 1999)

Der große JRO-Atlas der Astronomie (JRO Kartografische Verlagsgesellschaft, München 1990)

Slawik, E., Reichert, U.: Atlas der Sternbilder (Spektrum Aka­demischer Verlag, Heidelberg 1998)

Tirion, W., Sinnott, R. W.: Sky Atlas 2000.0 (Cambridge Uni­versity Press, Cambridge 1999)

Keller, H.-U. (ed.): Kosmos Himmelsjahr 2005 (Franckh­Kosmos Verlags-GmbH, Stuttgart 2004); erscheint jährlich

Wichtige Zeitschriften

a) Populäre Zeitschriften

Astronomy (Kalmbach, Waukesha)

Orion (Zeitschr. der Schweizerischen Astron. Gesellschaft, Luzern)

Sky and Telescope (Sky Publishing Corp., Cambridge, Mass.) Spektrum der Wissenschaft (Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft Heidelberg) bzw. Scientific American (Scientific American Inc., New York)

Sterne und Weltraum (Verlag Sterne und Weltraum, Hüthig, Heidelberg)

b) Fachzeitschriften

The Astronomical Journal (American Institute of Physics, New York)

549

550

Astronomy and Astrophysics (Editions de Physique, Les Ulis)

The Astrophysical Journal (University ofChicago Press, Chi­cago)

Astrophysics and Space Science (Kluwer Academic Pub!., Dordrecht)

Astronomy & Geophysics (Institute ofPhysics Pub!., Bristol)

Icarus. International Journal of Solar System Studies (Acade­mic Press Inc., New York)

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Black­well Scientilic Publications, Oxford)

Nature (Macmillan Journals Ltd., London)

New Astronomy (Elsevier Science, Amsterdam)

Publications of the Astronomical Society of Japan (Universal Academic Press, Tokyo)

Publications of the Astronomkai Society of the Pacific (San Francisco, Calif.)

Science (American Association for the Advancement of Science, Washington, D.C.)

Solar Physics (Kluwer Academic Pub!., Dordrecht)

Space Science Reviews (Kluwer Academic Pub!., Dordrecht)

Einführungen in das Gesamtgebiet der Astronomie, allgemein verständliche Nachschlagewerke und Abhandlungen

Audouze, J., Israel, G. (eds.): The Cambridge Atlas of Astro­nomy (Cambridge University Press, Cambridge 1988)

Bergmann · Schaefer: Lehrbuch der Experimentalphysik, W. Raith (ed.), Bd. 7: Erde und Planeten, Bd. 8: Sterne und Weltraum (de Gruyter, Berlin, New York 1997)

Demtröder, W.: Experimentalphysik 4: Kern-, Teilchen- und Astrophysik (Springer, Berlin, Heidelberg 1998)

Gondolatsch, F., Steinacker, S., Zimmermann, 0.: Astrono­mie- Grundkurs (Klett, Stuttgart 1990)

Harwit, M.: Astrophysical Concepts. Astronomy and Astro­physics Library (Springer, Berlin, Heidelberg 1998)

Karttunen, H., Kröger, P., Oja, H., Poutanen, M., Donner, K. J. (eds.): Fundamental Astronomy (Springer, Berlin, Heidelberg 1996)

Krautter, J., Sedlmayr, E., Schaifers, K., Traving, G.: Meyers Handbuch Weltall (Meyers Lexikonverlag, Mannheim 1994)

Longair, M. S.: Theoretical Concepts in Physics (Cambridge University Press, Cambridge 1984)

Longair, M. S.: Das erklärte Universum (Springer, Berlin, Heidelberg 1998)

Pasachoff, J. M.: Astronomy: From the Earth to the Universe (Saunders, Philadelphia 1997)

Roy, A. E., Clarke, D.: Astronomy ( Principles and Practice ); Astronomy ( Structure of the Universe) (Hilger, Bristol 1988, 1989)

Sagan, C.: Unser Kosmos (Knaur Sachbücher, Droemersche Verlagsanstalt, München 1989)

Shu, F. H.: The Physical Universe (University Science Books, Mill Valley 1982)

Weigert, A., Wendker, H. J.: Astronomie und Astrophysik- ein Grundkurs (Physik Verlag, Weinheim 1996)

Literatur zu den einzelnen Kapiteln

Die Angaben erfolgen jeweils für eine Gruppe thematisch zusammenhängender Kapitel. In der Regel ist jedes Buch nur einmal aufgeführt, so daß es sich empfiehlt, auch unter verwandten Themen nachzuschlagen.

Geschichte der Astronomie (Historische Einführungen zu Teil/, II, /II und IV}

Ashbrook, J.: The Astronomical Scrapbook: Skywatchers, Pio­neers, and Seekers in Astronomy (Sky Publishing, Cambridge 1984)

Hecker, F.: Die Geschichte der Astronomie (Bibliographisches Institut, Mannheim 1980)

Gingerich, 0. (ed.): Astrophysics and Twentieth-Century Astronomy to 1950 (Cambridge University Press, New York 1984)

Hearnshaw, J. B.: The Analysis of Starlight (Cambridge Uni­versity Press, Cambridge 1987)

Hoskin, M. (ed.): Cambridge Concise History od Astronomy (Cambridge University Press, Cambridge 1999)

King, H. C.: The History of the Telescope (Dover, New York 1979)

Krupp, E. C.: Astronomen, Priester, Pyramiden - Das Aben­teuer der Archäoastronomie (Beck, München 1980)

Lovell, B.: Das unendliche Weltall- Geschichte der Kosmolo­gie von der Antike bis zur Gegenwart (Beck, München 1983)

Neugebauer, 0.: Astronomy and History (Springer, Berlin, Heidelberg 1983)

North, J.: Viewegs Geschichte der Astronomie und Kosmolo­gie (Vieweg, Braunschweig 1997)

Pannekoek, I.: A History of Astronomy (Dover Publications, Sky Pub!. Corp. 1989)

Pedersen, 0.: Early Physics and Astronomy (Cambridge Uni­versity Press, Cambridge 1993)

Smith, R.: The Expanding Universe: Astronomy's Great De­bate 1900-1931 (Cambridge University Press, Cambridge 1982)

Swerdlow, N. M.: The Babylonian Theory ofthe Planets (Prin­ceton University Press, Princeton 1998)

Verschuur, G. L.: Interstellar Matters (Springer, Berlin, Hei­delberg 1989)

Thurston, H.: Early Astronomy (Springer, Berlin, Heidelberg 1994)

Klassische Astronomie (Kap. 2)

Brown, E. W.: An Introductory Treatise on the Lunar Theory (Dover, New York 1960)

Green, R.: Spherical Astronomy (Cambridge University Press, Cambridge 1985)

Guthmann, A.: Einführung in die Himmelsmechanik und Ephemeridenberechnung (Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin 2000)

Roy, A. E.: Orbital Motion (Hilger, Bristol1982)

Schmidt, W. F.: Astronomische Navigation. Ein Lehr- und Handbuchfür Studenten und Praktiker (Springer, Berlin, Hei­delberg 1983)

Schneider, M.: Himmelsmechanik (Bibliographisches Institut, Mannheim 1981)

Taff, L.: Celestial Mechanics (Wiley, New York 1985)

Physikalische Beschaffenheit der Körper im Planetensystem {Kap. 3) Beatty, J. K., Peterson, C. C., Chaikin, A. L. (eds.): The New Solar System (Cambridge University Press, Cambridge 1999)

Black, D. C., Matthews, M. S. (eds.): Protostars and Planets 11 (University of Arizona Press, Tucson 1985)

Bergstrath, J. T., Miner, E. D., Matthews, M. S. (eds.): Uranus (University of Arizona Press, Tucson 1991)

Binzel, R. P., Gehrels, T., Matthews, M. S. (eds.): Asteraids 11 (University of Arizona Press, Tucson 1989)

Bougher, S. W., Hunten, D. M., Phillips, R. J. (eds.): Venus Jl (University of Arizona Press, Tucson 1998)

Brandt, J. C., Chapman, R. C.: lntroduction to Comets (Cam­bridge University Press, Cambridge 1983)

Bronshten, V.: Physics of Meteoritic Phenomena (Reidel, Dordrecht 1983)

Chamberlain, J. W., Hunten, D. M.: Theory of Planetary At­mospheres: An Introduction to Their Physics and Chemistry, 2nd edn. (Academic, San Diego, Calif. 1987)

Cole, G. H. A.: Physics of Planetary lnteriors (Hilger, Bristol 1984)

Crovisier, J., Encrenaz, T.: Comet Science (Cambridge Uni­versity Press, Cambridge 2000)

Cruikshank, D. P. (ed.): Neptun and Triton (University of Ari­zona Press, Tucson 1996)

Dodd, R. T.: Meteorites (Cambridge University Press, Cam­bridge 1982)

Dressler, A. 1.: Physics of the Jovian Magnetosphere (Cam­bridge University Press, Cambridge 1983)

Gehre1s, T. (ed.): Asteraids (University of Arizona Press, Tue­sou 1979)

Gehrels, T. (ed.): Protostars and Planets (University of Ari­zona Press, Tucson 1979)

Gehrels, T. (ed.): Jupiter (University of Arizona Press, Tue­sou 1976)

Gehrels, T., Matthews, M. (eds.): Satum (University of Ari­zona Press, Tucson 1984)

Greenberg, R., Brahic, A. (eds.): Planetary Rings (University of Arizona Press, Tucson 1984)

Houghton, J. T.: The Physics of Atmospheres (Cambridge Uni­versity Press, Cambridge 1986)

Hubbard, W.: Planetary lnteriors (Van Nostrand Reinhold, New York 1984)

Hunten, D. M., Colin, L., Dunahue, T. M., Moroz, V. I. (eds.): Venus (University of Arizona Press, Tucson 1983)

Kertz, W.: Einführung in die Geophysik. Band 1. Erdkörper (Bibliographisches Institut, Mannheim 1969, 1991)

Kertz, W.: Einführung in die Geophysik. Band 2. Obere At­mosphäre und Magnetosphäre (Bibliographisches Institut, Mannheim 1971, 1989)

Kieffer, H. H., 1akosky, B. M., Snyder, C., Matthews, M. S. (eds.): Mars (University of Arizona Press, Tucson 1993)

Levy, E., Lunine, J. I. (eds.): Protostars and Planet.\·/// (Uni­versity of Arizona Press, Tucson 1993)

Lewis, J., Prinn, R.: Planets and Their Atmospheres: Origin and Evolution (Academic, New York 1983)

Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S. (eds.): Protostars and Planets IV (University of Arizona Press, Tucson 2000)

McSween, H. Y. 1r.: Meteorites and their Parent Planet.\· (Cambridge University Press, Cambridge 1999)

Melchior, P.: The Physics ofthe Earth's Core (Pergamon, Ox­ford 1986)

Moore, P.: Der Mond. Ein Atlas des Mondes (Herder, Frei­burg 1982)

Morrison, D. (ed.): Satellites of Jupiter (University of Ari­zona Press, Tucson 1982)

Stern, S. A, Tholen, D. 1. (eds.): Pluto and Charon (Univer­sity of Arizona Press, Tucson 1998)

Weissman, P., McFadden, L., Johnson, T. (eds.): Encyclope­dia ofthe Solar System (Academic Press, London 1998)

Whipple, F. L.: The Mystery of Comets (Cambridge Univer­sity Press, Cambridge 1986)

Wilkening, L. L. (ed.): Comets (University of Arizona Press, Tucson 1982)

551

552

Strahlung, Instrumente und Beobachtungsverjahren (Kap. 4 und s)

Burke, B. F., Graham-Smith, F.: An Introduction to Radio Astronomy (Cambridge University Press, Cambridge 1996)

Christiansen, W. N. Högbom, J. A.: Radiotelescopes (Cam­bridge University Press, Cambridge 1985)

Hachenberg, 0., Vowinkel, B.: Technische Grundlagen der Radioastronomie (Bibliographisches Institut, Mannheim 1982)

Hirsh, R.: Glimpsing an Invisible Universe. The Emergence of X-Ray Astronomy (Cambridge University Press, Cambridge 1983)

Jaschek, C.: Data in Astronomy (Cambridge University Press, Cambridge 1989)

Jones, R., Wykes, C.: Holographie and Speckle Interferome­try (Cambridge University Press, Cambridge 1983)

Kitchin, C. R.: Astrophysical Techniques (Institute ofPhysics, Bristol 1998)

Kitchin, C. R.: Telescopes and Techniques (Springer, Berlin, Heide1berg 1996)

Kleinknecht, K.: Detectors of Parfiele Radiation (Cambridge University Press, Cambridge 1986)

Kraus, J. D.: Radio Astronomy (Cygnus-Quasar Books, Po­weil, Ohio 1986)

Lena, P., Lebrun, F., Mignard, F.: Observational Astrophysics (Springer, Berlin, Heidelberg 1998)

Longair, M. S.: High Energy Astrophysics, Vol. 1, Particles, Photons and their Detection, Vol. 2, Stars, the Galaxy and the Interstellar Medium (Cambridge University Press, Cam­bridge 1992, 1994)

Malin, D., Murdin, P.: Colours ofthe Stars (Cambridge Uni­versity Press, Cambridge 1984)

Roddier, F. (ed.): Adaptive Optics in Astronomy (Cambridge University Press, Cambridge 1999)

Rohlfs, K., Wilson, T. L.: Tools of Radio Astronomy. Astro­nomy and Astrophysics Library (Springer, Berlin, Heidelberg 2000)

Shu, F. H.: The Physics of Astrophysics, Vol. I, Radiation (Univ. Science Books, Miii Valley 1991)

Sullivan, W. T.: The Early Years of Radio Astronomy (Cam­bridge University Press, Cambridge 1984)

Verschuur, G. L.: TheInvisible Universe Revealed (Springer, Berlin, Heidelberg 1987)

Sonne und Sterne: Zustandsgrößen, Spektren, Atmosphären, Aktivität und Veränderliche Sterne (Kap. 6 und 7)

Amett, D.: Supernovae and Nucleosynthesis (Princeton Uni­versity Press, Princeton 1996)

Bahcall, J. N.: Neutrino Astrophysics (Cambridge University Press, Cambridge 1989)

Bode, M. F., Evans, A. (eds.): Classical Novae (Wiley, Chi­chester 1989)

Böhm-Vitense, E.: Introduction to Stellar Astrophysics, Vol. I, Basic Stellar Observations and Data, Vol. 2 Stellar Atmos­pheres (Cambridge University Press, Cambridge 1989)

Bray, R. J., Loughhead, R. E., Durrant, C. J.: The Solar Gra­nulation (Cambridge University Press, Cambridge 1984)

Cannon, C. J.: The Transfer of Spectral Line Radiation (Cam­bridge University Press, Cambridge 1985)

Chandrasekhar, S.: Radiative Transfer (Dover, New York 1950, 1960)

Cowan, R. D.: The Theory of Atomic Structure and Spectra (University of California Press, Berkeley 1981)

Cravens, T. E.: Physics of Solar System Plasmas (Cambridge University Press, Cambridge 1997)

Dalgarno, A., Layzer, D.: Spectroscopy of Astrophysical Plas­mas (Cambridge University Press, Cambridge 1987)

Durrant, C. J .: The Atmosphere of the Sun (A. Hilger, Bristol, Philadelphia 1988)

Griem, H. R.: Principles of Plasma Spectroscopy (Cambridge University Press, Cambridge 1997)

Gray, D. F.: The Observation and Analysis of Stellar Photo­spheres (Cambridge University Press, Cambridge 1992)

Hoffmeister, C., Richter, G., Wenzel, W.: Veränderliche Sterne (Barth, Leipzig 1990)

Jaschek, C., Jaschek, M.: The Classification of Stars (Cam­bridge University Press, Cambridge 1987)

Jaschek, C., Jaschek, M.: The BehaviorofChemical Elements in Stars (Cambridge University Press, Cambridge 1995)

Jokipii, J. R., Sonett, C. P., Giampapa, M. S. (eds.): Cosmic Windsand the Heliosphere (University of Arizona Press, Tuc­son 1997)

Kaler, J. B.: Stars and Their Spectra. An Introduction to the Spectral Sequence (Cambridge University Press, Cambridge 1989)

Kegel, W. H.: Plasmaphysik- Eine Einführung (Springer, Ber­lin, Heidelberg 1998)

Kenyon, S.1.: The Symbiutic Stars (Cambridge University Press, Cambridge 1986)

Kitchin, C. R.: Stars, Nebulae and the Interstellar Medium (Hilger, Bristol 1987)

Lang, K. R.: Sun, Earth and Sky (Springer, Berlin, Heidelberg 1995)

Lang, K. R.: The Sun from Space (Springer, Berlin, Heidel­berg 2000)

Lamers, H.1. G. L. M., Cassinelli, 1. P.: Introduction to Stellar Winds (Cambridge University Press, Cambridge 1999)

Lyne, A. G., Graham-Smith, F.: Pulsar Astronomy (Cam­bridge University Press, Cambridge 1998)

Mihalas, D.: Stellar Atmospheres (Freeman, San Francisco 1978)

Mihalas, D., Mihalas, B. W.: Foundations of Radiation Hy­drodynamics (Oxford University Press, New York 1984)

Morgan, W. W., Keenan, P. C., Kellman, E.: An Atlas of Stel­lar Spectra (University of Chicago Press, Chicago 1943)

Morgan, W. W., Abt, H. H., Tapscott, 1. W.: Revised MK Atlas for Stars Earlier than the Sun (Kitt Peak National Observa­tory, Tucson, Ariz. 1978)

Oxenius, 1.: Kinetic Theory 11{ Particles and Photons. Springer Ser. Electrophys., Vol. 20 (Springer, Berlin, Heide1berg 1986)

Petit, M.: Variable Stars (Wiley, Chichester 1987)

Priest, E. R., Forbes, T.: Magnetic Reconnection - MHD Theory and Application (Cambridge University Press, Cam­bridge 2000)

Pringle, 1. E., Wade, R. A.: lnteracting Binary Stars (Cam­bridge University Press, Cambridge 1985)

Reid, I. N., Hawley. S. L.: New Light on Dark Stars (Springer, Berlin, Heidelberg & Praxis Pub!. Ltd., Chichester 2000)

Schatzman, E. L., Praderie. F.: The Stars (Springer, Berlin, Heidelberg 1993)

Scheffler, H., Elsässer, H.: Physik der Sterne und der Sonne (Bibliographisches Institut, Mannheim 1990)

Schrijver, C.1., Zwaan, C.: Solar and Stellar Magnetic Activ­ity (Cambridge University Press, Cambridge 2000)

Seitter, W. C.: Atlas für Objektii•-Prismenspektren. Bonner Spektralatlas I, !I (Dümm1ers, Bonn 1970, 1975)

Shu, F. H.: The Physics of Astrophysics, Vol. 11, Gas Dyna­rnies (Univ. Science Books, Mill Valley 1992)

Stix, M.: The Sun -An Introduction (Springer, Berlin, Hei­delberg 1991)

Sturrock, P. A. (ed.): Physics ofthe Sun; Vol. I, The Solar In­ferior; Vol. 2, The Solar Atmosphere; Vol. 3, Astrophysics and Solar-Terrestrial Relations (Reidel, Dordrecht 1985)

Tandberg-Hanssen, E., Emslie, A. G.: The Physics of Solar Flares (Cambridge University Press, Cambridge 1988)

Thome, A., Litzen, U., 1ohansson, S.: Spectrophysics- Prin­ciples and Applications (Springer, Berlin, Heidelberg 1999)

Wamer, B.: Cataclysmic Variable Stars (Cambridge Univer­sity Press, Cambridge 1995)

Zirin, H.: Astrophysics of the Sun (Cambridge University Press, Cambridge 1988)

Aufbau und Entwicklung der Sterne. Allgemeine Relativitätstheorie (Kap. 8)

Audouze, 1., Vauclair, S.: An Introduction to Nuclear Astro­physics (Reidel, Dordrecht 1980)

Chandrasekhar, S.: An Introduction to the Study 11{ Stellar Structure (1939) (Dover, New York 1957)

Clayton, D. 0.: Principles of Stellar Evolution and Nucleo­synthesis (University of Chicago Press, Chicago 1983)

Collins II, G. W.: The Fundamentals of Stellar Astrophysics (Freeman 1989)

Cowley, Ch. R.: An Introduction to Cosmochemistry (Cam­bridge University Press, Cambridge 1995)

Cox, 1. P.: Theory of Stellar Pulsation (Princeton University Press, Princeton 1980)

Eddington, A. S.: The Interna/ Constitution 11{the Stars ( 1926) (Dover, New York 1959)

Fließbach, T.: Allgemeine Relativitätstheorie (Spektrum Aka­demischer Verlag, Heidelberg 1995)

Glendenning, N. K.: Compact Stars (Springer, Berlin, Heide I­berg 2000)

Hansen, C.1., Kawaler, S. D.: Stellar lnteriors. Physical Prin­ciples, Structure, and Evolution (Springer, Berlin, Heidelberg 1994)

Kippenhahn, R., Weigert, A.: Stellar Structure and Evolution (Springer, Berlin, Heidelberg 1994)

Rolfs, C. E., Rodney, W. S.: Cauldrons in the Cosmos. Nuclear Astrophysics (The University of Chicago Press, Chicago, Lon­don 1988)

Rose, W. K.: Advanced Stellar Astrophysics (Cambridge Uni­versity Press, Cambridge 1998)

Schneider, P., Ehlers, 1., Falco, E. E.: Gravitational Lenses (Springer, Berlin, Heidleberg 1999)

Schwarzschi1d, M.: Structure and Evolution ofthe Stars (Prin­ceton University Press, Princeton 1958 und Dover, New York 1965)

Sex1, R. U., Urbantke, H. K.: Gravitation und Kosmologie (Bi­bliographisches Institut Mannheim 1983)

Shapiro, S. L., Teuko1sky, S. A.: Black Holes, Dwarj~. and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects (Wiley, New York 1983)

Will, C. M.: Theory and Experiment in Gravitational Physics (Cambridge University Press, Cambridge 1985)

553

554

Sternhaufen. Aufbau und Dynamik der Milchstraße {Kap. 9 und 11)

Binney, J., Merrifield, M.: Galactic Astronomy (Princeton University Press, Princeton 1998)

Bok, B. J ., Bok, P. F.: The Milky Way (Harvard University Press, Cambridge, Mass. 1981)

Chandrasekhar, S.: Principles of Stellar Dynamics (Dover, New York 1960)

Mihalas, D., Binney, J.: Galactic Astronomy- Structure and Kinematics of Galaxies (Freeman, San Francisco 1981)

Scheffier, H., Elsässer, H.: Bau und Physik der Galaxis (BI, Mannheim 1992)

Spitzer, L., Jr.: Dynamical Evolution of Globular Clusters (Princeton University Press, Princeton 1987)

Interstellare Materie und Sternentstehung {Kap. 10)

Aller, L. H.: Physics of Thermal Gaseaus Nebulae (Reidel, Dordrecht 1984)

Bohren, C. F., Huffman, D. R.: Absorption and Scattering of Light by Small Partie/es (Wi1ey, New York 1983)

Dyson, J. E., Williams, D. A.: The Physics of the Interstellar Medium (Institute of Physics Pub!., Bristo11997)

Gaisser, Th. K.: Cosmic Rays and Partide Physics (Cam­bridge University Press, Cambridge 1990)

Gurzadyan, G. A.: The Physics and Dynamics of Planetary Nebulae (Springer, Berlin, Heide1berg 1997)

Hartmann, L.: Accretion Processes in Star Formation (Cam­bridge University Press, Cambridge 1998)

Kwok, S.: The Origin and Evolution of Planetary Nebulae (Cambridge University Press. Cambridge 2000)

Osterbrock, D. E.: Astrophysics of Gaseaus Nebulae and Ac­tive Galactic Nuclei (Univ. Science Books, Mill Valley, Calif. 1989)

Ramana Murthy, P. V., Wolfendale, A.: Gamma-Ray Astro­nomy (Cambridge University Press, Cambridge 1993)

Spitzer, L., Jr.: Physical Processes in the Interstellar Medium (Wiley, New York 1998)

Whiltet, D. C. B.: Dust in the Galactic Environment (Institute of Physics Pub!., Bristo11992)

Galaxien und Galaxienhaufen (Kap. 12)

Arp, H.: Atlas of Peculiar Galaxies (Califomia Institute of Technology, Pasadena 1966)

Bergh, S. van den: Galaxies of the Local Group (Cambridge University Press, Cambridge 2000)

Bertin, G., Lin, C. C.: Spiral Structure in Galaxies- A Den­sity Wave Theory (The MIT Press, Cambridge, Mass. 1996)

Bertin, G.: Dynamics of Galaxies (Cambridge University Press, Cambridge 2000)

Combes, F.. Boisse, P., Mazure, A,: Galaxiesand Cosmology (Springer, Berlin, Heidelberg 1995)

Frank, J.; King, A. P., Raine, D. J.: Accretion Power in Astro­physics (Cambridge University Press, Cambridge 1992)

Krolik, J. H.: Active Galactic Nuclei (Princeton University Press, Princeton 1999)

Longair, M. S.: Galaxy Formation (Springer, Berlin, Heidel­berg 1998)

Page!, B. E. J.: Nucleosynthesis and Chemical Evolution of Galaxies (Cambridge University Press, Cambridge 1997)

Robson, I.: Active Galactic Nuclei (Wiley, New York 1996)

Sandage, A.: The Carnegie Atlas ofGalaxies (Camegie Insti­tution of Washington 1996)

Verschuur, G. L., Kellermann, K. I. (eds.): Galactic and Ex­tragalactic Radio Astronomy. Astronomy and Astrophysics Library (Springer, Berlin, Heidelberg 1988)

Kosmologie {Kap. 13)

Barrow, J. D., Tipler, F. J.: The Anthropic Cosmological Prin­ciple (Oxford University Press 1986)

Berry, M.: Principle of Cosmology and Gravitation (Cam­bridge University Press, Cambridge 1989)

Coles, P., Lucchin, F.: The Origin and Evolution of Cosmic Structure (Wiley, New York 1995)

Goenner, H.: Einführung in die Kosmologie (Spektrum Aka­demischer Verlag, Heidelberg 1994)

Grotz, K., Klapdor, H. V.: Die schwache Wechselwirkung in Kern-, Teilchen- und Astrophysik (Teubner Studienbücher, Stuttgart 1989)

Harrison, E. R.: Cosmology (Carnbridge University Press, Cambridge 2000)

Hawking, S. W.: Eine kurze Geschichte der Zeit. Die Suche nach der Urkraft des Universums (Rowoh1t, Reinbek 1988)

Hoyle, F., Burbidge, G., Narlikar, J. V.: A Different Approach to Cosmology (Cambridge University Press, Cambridge 2000)

Klapdor-Kleingrothaus, H. V., Zuber, K.: Partide Astrophy­sics (Institute of Physics Pub!., Bristol 1999)

Liddle, A., Lyth, D.: Cosmologicallnfiation and Large Scale Structure (Cambridge University Press, Carnbridge 2000)

Misner, C. W., Thome, K. S., Wheeler, J. A.: Gravitation (Freeman, San Francisco 1973)

Partridge, R. B.: 3 K: The Cosmic Microwave Background Ra­diation (Cambridge University Press, Cambridge 1995)

Peacock, J. A.: Cosmological Physics (Cambridge University Press, Carnbridge 1999)

Peebles, P. J. E.: Principles ofPhysical Cosmology (Princeton University Press, Princeton 1993)

Rees, M.: New Perspectives in Astrophysical Cosmology (Cambridge University Press, Cambridge 2000)

Sex!, R. E., Urbantke, H. K.: Gravitation und Kosmologie (Spektrum Akademischer Verlag, Beideiberg 1995)

Weinberg, S.: Gravitation and Cosmology (Wiley, New York 1972)

Kosmogonie des Sonnensystems {Kap. 14)

Atreya, S. K., Pollack, J. B., Matthews, M. S. (eds.): Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres (Uni­versity of Arizona Press, Tucson 1989)

Dirk, S. J.: The Biological Universe (Cambridge University Press, Cambridge 1996)

Dyson, F. J.: Origins of Life (Cambridge University Press, Cambridge 1999)

Encrenaz, T., Bibring, J.-P.: The Solar System (Springer, Berlin, Beideiberg 1995)

"'"''"' ""d D•teo I

Heidmann, J.: Bioastronomie (Springer, Berlin, Beideiberg 1994)

Jakosky, B.: Search for L!le on Other Planets (Cambridge University Press, Cambridge 1998)

Kerridge, J. F. (ed.): Meteorites and the Early Solar System (University of Arizona Press, Tucson 1988)

Kuhn, B.: Entstehung des Lebens: Bildung von Molekülge­sellschaften. In: Forschung 74 (Fischer Taschenbuch-Verlag, Frankfurt/M. 1974)

Monod, J.: Zufall und Notwendigkeit (Piper, München 1971)

Pflug, H. 0.: Die Spur des Lebens (Springer, Berlin, Beidei­berg 1984)

Suess, H. E.: Chemistry of the Solar System. An Elementarv lntroduction to Cosmochemistry (Wi1ey, New York 1987)

Taube, M.: Evolution of Matterand Energy on a Cosmic and Planetary Scale (Springer, Berlin, Heide1berg 1985)

Wasson, J.: Meteorites: Their Record of Early Solar-System History (Freeman, Oxford 1985)

Woolfson, M. M.: The Origin and Evolution of the Solar System (Institute of Physics, Bristol 2000)

555

Quellennachweis -Abbildungen

Frontispiz S. Laustsen, C. Madsen, R. M. West: Entdeckungen am Süd­himmel. Ein Bildatlas der Europä­ischen Südsternwarte (ESO) (Springer­Verlag, Berlin, Heidelberg und Birk­häuser Verlag, Ba~el, Boston 1987) Abb. 78

Frontispiz zu Teil I, 3.28 D. Lynch & T. Puckett, The Puckett Observatory

2.3-11, 15 Seydlitz: Allgemeine Erd­kunde, 5. Teil, 7 . Aufl. (Schroedel, Han­nover 1961)

2.24 Nach A. Unsöld: Phys. Bl. 5, 205 (1964)

2.25 Nach K.-P. Wenzel, R. G. Mars­den, D. E. Page, E. J. Smith: Astron. Astrophys. Suppl. 92, 207 (1992) Fig. I

2.26 NASA bzw. D. Mondey (ed.): The International Encyclopedia of Aviation (Crown, New York 1977) p. 414

2.27, 3.5 Phot. NASA

2.28 G. Hunt, P. Moore: Saturn (Her­der, Freiburg 1983) S. 16 (Abb. 2)

3.2 Gezeichnet nach W.-H. Ip, W. I. Ax­ford: In: Landolt-Bömstein, Neue Se­rie VI/2a (Springer, Berlin, Heidel­berg 1981)

3.3 A. Unsöld: Evolution kosmischer, biologischer und geistiger Strukturen (Wissenschaftliche Verlagsanstalt, Stuttgart 1983) bzw. J. D. Phillips: Oceanus 17,24 (1973174)

3.4 Phot. Liek Observatory, aus Sky Telesc. 26, 342 ( 1963)

3.6 E. Brüche, E. Dick: Phys. BI. 26, 351 (1970) Abb. 7

3.7 H. Wänke, F. Wlotzka: Universitas 26, 850 (1971)

3.8 G. E. McGill: Nature 296, 14 (1982) Fig. 2

3.9, 13, 16, 21 NASA/JPL/Caltech

3.10 NASA bzw. Naturwissenschaften 59, 395 ( 1972) Abb. 5

3.11 NASA/JPL/Cornell

3.12 Sojourner (TM), Mars Rover (TM) und Raumfahrzeug: Entwurf und Bilder© 1996/97 Caltech

3.14 Gezeichnet nach V. I. Moroz: Space Sei. Rev. 29, 3 (1981); A. Seif, D. B. Kirk: J. Geophys. Res. 82, 4364 (1977), W. B. Hanson, S. Sanatani, D. R. Zuccaro: J. Geophys. Res. 82, 4351 (1977); J. T. Houghton: The Physics of Atmospheres (Cambridge University Press, Cambridge 1977)

3.15, 18, 20, 24 Phot. NASA/ Raumfahrt-Bildarchiv H. W. Köh­ler, Augsburg

3.17 Phot. B. Lyot und H. Camichel, Observatoire Pie du Midi

3.19 Bild: T. Herbst u. a.: Sterne Weltraum 33, 673 (1994)

3.22 Phot. H. Camichel, Observatoire Pie du Midi

3.23 NASA bzw. G. Briggs, F. Taylor: The Cambridge Photographie Atlas of the Planets (Cambridge University Press, Cambridge 1982) p. 228

3.25, 26 Phot. Jet Propulsion Labo­ratory, California Institute of Techno­logy

3.27, 7.41, 12.8 Phot. Hale Observato­ries

3.29 P. Swings, L. Haser: Atlas of Re­presentative Cometary Spectra (Uni­versitaire de Liege, Liege 1956) Plate IV

3.30 W. Gentner: Naturwissenschaften 50, 192 (1963) Abb. I

3.31 E. Anders: Ace. Chem. Res. (1968)

3.32 H. Fechtig, C. Leinert, E. Grün: In: Landolt-Bömstein. Neue Serie Vl/2a (Springer, Berlin, Heidelberg 1981)

Frontispiz zu Teil II, 5.14 Bild: Europäische Südsternwarte ESO

11.1 Nach B. Rossi: In: Electromagne­tic Radiation in Space, ed. by J. G. Em­ming (Reidel, Dordrecht 1967) p. 164

4.1-3, 7.6, 15 A. Unsöld: Physik der Sternatmosphären, 2. Auf!. (Springer, Berlin, Göttingen, Heidelberg 1955) Abb. l,2, 4,5 1, 180

4.8 M. S. Longair: High Energy Astro­physics (Cambridge University Press, Cambridge 1981) Fig. 4.2

5.4 S. W. Bumham: Publ. Yerkes Ob­servatory of the University of Chi­cago 1 (1900)

5.5 Phot. Mt. Wilson and Palomar Observatories

5.6 Das Weltall (Time-Life, München 1964) S.37

5.9, 6.8 H. N. Russen, R. S. Dugan, J. W. Stewart: Astronomy Jl (Ginn, New York 1927)

5.10 Bilder G. Weige1t und K. Hof­mann (1996)

5.12 N. P. Carleton, W. F. Hoffmann: Phys. Today 31, No. 9, 30 (1978)

5.12, 13, 8.9, 10.1, 8, 12 Bild: Euro­päische Südsternwarte ESO

5.15, 16 H. Tüg: Sterne Weltraum 16, 366 (1977)

5.18 E. H. Schröter, E. Wiehr: Sterne Weltraum 24, 319 ( 1985)

5.19 J. C. Brandt and the HRS lnvesti­gation Definition and Experiment De­velopment Teams: In: The Space Teles­cope Observatory, ed. by D. N. B. Hall, NASA CP-2244 (1982) p. 76

557

558

5.20 Aufnahme mit dem IUE­Satelliten, Bild-Nr. SWP 5176, Be­obachter: R. Wehrse (1979)

5.21 Phot. G. Hutschenreiter; Max­Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn

5.22 P. Thaddeus: Phys. Today 35, No. II, 36 (1982)

5.23 Phot. D. Fiebig

5.24 M. Garcia-Munoz, G. M. Mason, 1.A. Simpson: Astrophys. 1. 217, 859 (1977)

5.25 M. Simon: Persönliche Mittei­lung; siehe auch 1. A. Esposito et. al.: 19th International Cosmic Ray Con­ference, Vol. 3, ed. by F. C. Jones, J. Adams, G. M. Mason (NASA Conf. Pub!. 2376, 1985)p.278

5.26 M. Gottwald: Sterne Weltraum 22,466 (1983)

Frontispiz zu Teil 111 und 7.40 Bild: Europäische Südsternwarte ESO

6.1 M. Minnaert, G. F. W. Mulders, 1. Hontgast Photometrie Atlas of the Solar Speerrum (Schnabel, Kampfert, Helm, Amsterdam 1940) Ausschnitt

6.3 H. Necke!: Space Sei. Rev. 38, 187 (1984) bzw. Sterne Weltraum 23, 297 (1984)

6.6 H. L. Johnson, W. W. Morgan: Astrophys. 1.114, 523 (1951)

6.7 Gezeichnet nach H. Tüg, N. M. White, G. W. Lockwood: Astron. Astrophys. 61, 676 (1977); C. Ja­mar, D. Macau-Hercot, A. Monfils, G. I. Thompson, L. Houziaux, R. Wil­son: ESA SR-27 (1976); A. D. Code, M. Meade: Astrophys. 1. Suppl. 39, 195 (1979); R. L. Kurucz: Astro­phys. J. Suppl. 40, 1 (1979)

6.9 H. 1ahreiss: In: Landolt-Börnstein, Neue Serie VI/3C (Springer, Berlin, Heidelberg 1999) p. 131

6.10 W. W. Morgan, P. C. Keenan, E. Kellman: An Atlas of Stellar Spectra (University of Chicago Press, Chicago 1943) Ausschnitt

6.11 Gezeichnet nach Th. Schmidt­Kaler: In: Landolt-Börnstein, Neue Se­rie Vl/2b (Springer, Berlin, Heidel­berg 1982) S. 1

6.12 W. Becker: In: Stars and Stel­lar Systems III (University of Chi­cago Press, Chicago 1963), p. 254; Ef­fektivtemperaturen nach I. Bues

6.13 R. H. Baker: Astronomy, 6th edn. (Van Nostrand, New York 1955)

6.14 Gezeichnet nach D. M. Popper: Annu. Rev. Astron. Astrophys. 18, 115 (1980)

6.15a J. Adam: Persönliche Mitteilung ( 1987)

6.15b C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne, 2. Auf!. (Springer, Berlin, Heidelberg 1984) Bild 124

6.16 R. A. Hulse, F. H. Taylor: Astro­phys. J. 195, L51 (1975)

6.17 M. Mayor, D. Queloz: Nature 378, 355 (1995) Fig. 4

7.2 NachP. W. Merrill: Pap. Mt. Wilson Observ. IX, 118 (1965)

7.5, 10, 11 A. Unsöld: Angew. Chem. 76, 281 (1964)

7.13 R. E. Danielson: Astrophys. 1. 134, 280 (1961)

7.14 R. Howard: In: Illustrated Glos­sary for Solar and Solar-Terrestrial Physics, ed. by A. Bruzek, C. I. Dur­rant (Reide1, Dordrecht 1977) p. 7

7.16 J. Hontgast Rech. Astron. Utrecht 13, 3 (Utrecht 1957)

7.17 C.deJager: Handbuchder Physik, Vol. 52, Astrophysik III (Springer, Berlin, Göttingen, Heide1berg 1959) S.136

7.18 G. van Biesbroeck: In: The Sun, Vol. I, ed. by G. P. Kuiper (University of Chicago Press, Chicago 1953) p. 604

7.19, 22 1. A. Eddy: A New Sun. The Solar Results from Skylab (NASA, Washington, D. C. 1979) pp. 97, 162

7.20 D. H. Menze1, J. G. Wolbach: Sky Telesc. 20, 252 (1960) Fig. 5

7.21 T. Royds: Mon. Not. R. Astron. Soc. 89, 255 (1929)

7.23 Cape Observatory: Proc. R. lnst. G.B. 38, No. 175, Plate I (1961)

7.24 L. Golub, M. Herant, K. Kalata, I. Lovas, G. Nystrom, F. Pardo, E. Spil­ler, 1. Wilczynski: Nature 344, 842 (1990)

7.25 H. P. Palmer, R. D. Davies, M. I. Large: Radio Astronomy To­day (Manchester University Press, Manchester 1963) p. 19

7.26 1. M. Wilcox: Space Science Lab., Univ. of Calif., Berkeley 12, 53 (1971) Fig.2

7.27 Gezeichnet nach J. R. 1okipii, B. Thomas: Astrophys. 1. 243, 1115 (198l)Eq.l

7.28 K. G. Libbrecht, M. F. Woodard: Nature 345, 779 (1990) Fig. I

7.29 Nach R. Kippenhahn, A. Weigert: Stellar Structure and Evolution (Sprin­ger, Berlin, Heidelberg 1990) Fig. 40.1

7.30 1. Schou & SOl International Rotation Team: In: New Eyes to See Inside the Sun and Stars, ed. by F.­L. Deubner et al. (K1uwer, Dordrecht 1998) p. 141

7.31 Nach H. W. Duerbeck, W. C. Seit­ter: In: Landolt-Börnstein, Neue Se­rie Vl/2b (Springer, Berlin, Heidel­berg 1982) S. 197

7.32 C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne, 2. Aufl. (Springer, Berlin, Heidel­berg 1984) Bild 10

7.33 Nach 1. L. Linsky, B. M. Haisch: Astrophys. J. (Lett.) 229, L27 (1979) Fig.l

7.34 T. P. Snow: In: Mass Loss and Evolution of 0-Type Stars, lAU Symp. No. 83, ed. by P. S. Conti, C. W. H. de Loore (Reidel, Dordrecht 1979) p. 65

7.35 E. L. Robinson: Annu. Rev. Astron. Astrophys. 14, 119 (1976)

7.36 J. Trümper, W. Pietsch, C. Reppin, W. Yoges, R. Staubert, E. Kendziorra: Astrophys. J. (Lett.) 219, L 109 (1978) Fig. 2

7.37 W. H. G. Lewin, P. C. Joss: Nature 270,211 (1977) Fig. 2

7.38 G. W. Clark: Sei. Am. 237, 42 (Oct. 1977)

7.39 1. C. Wheeler: In: Supernovae, eds. J. C. Wheeler, T. Piran, S. Weinberg (World Scientific, Singapore 1990) p. 1

7.42 F. R. Harnden Jr., F. D. Seward: Astrophys. J. 283, 279 (1984)

7.43 I. F. Mirabel, L. F. Rodrfguez, B. Cordier, J. Paul, F. Lebrun: Nature 358, 215 (1992) Fig. 2

7.44 C. Wolf: Sterne Weltraum 37, 842 (1998) Fig. 3

8.3 E. Meyer-Hofmeister: In: Landolt­Börnstein, Neue Serie Vl/2b (Springer, Berlin, Heide1berg 1982) p. 152, Fig. 3

8.5 T. Kirsten: Phys. BI. 39,313 (1983)

8.6 R. Kippenhahn, H. C. Thomas, A. Weigert: Z. Astrophys. 61, 246 (1965)

8.7a,b E. Meyer-Hofmeister: In: Landolt-Börnstein, Neue Serie VU2b (Springer, Berlin, Heidelberg 1982) p. 152, bzw. M. Patenaude: Astron. Astrophys. 66, 225 (1978) Figs. I, 3

8.8 Gezeichnet nach A. V. Sweigart, P.G. Grass: Astrophys. J., Suppl. 36, 405 ( 1978); D. Schönberner: Astron. Astrophys. 79, I 08 (1979)

8.10 Gezeichnet nach J. R. Wilson, R. Mayle, S. E. Woosley, T. A. Wea­ver: Proc. 12th Texas Symp. on Re­lativistic Astrophysics, ed. by M. Li­vio, G. Shaviv, Ann. N.Y. Acad. Sei. 470, 267 (1985)

8.12 R. Kippenhahn, K. Kohl, A. Wei­gert: Z. Astrophys. 66, 58 (1967)

Frontispiz zu Teil IV, 12.31 R. E. Wi1-liams, B. Blacker, M. Dickinsan et al.: Astron. J. 112, 1335 (1996) Fig. 8

9.1 J. C. Duncan: Astronomy (Harper, Ncw York 1950) p. 408

9.2a H. L. Johnson: Astrophys. 1. 116, 646 ( 1952)

9.2b 0. J. Eggen, A. Sandage: Astro­phys. J. 158 672 (1969)

9.3 Nach A. Sandage, 0. J. Eggen: Astrophys. J. 158, 697 ( 1969)

9.4 Gezeichnet nach P. M. Hej1esen: Astron. Astrophys., Suppl. 39, 347 (1980) Tab1e 1

9.5 Phot. Mt. Wilson and Palomar Ob­servatories. In: 0. Struve: Astrono­mie (de Gruyter, Berlin 1962) S. 326, Abb.26.3

9.6 P. Guhathakurtha, B. Yanny, D. P. Schneider, J. N. Bahcall: Astron. J. 111, 267 (1996) Fig. 2

9.7 A. Sandage: Astrophys. 1. 162, 852 (1970) Figs. 13, 14

9.8 A. Sandage: Astrophys. J. 252, 574 (1982) Fig. 5

10.4 Gezeichnet nach B. D. Savage, J. S. Mathis: Annu. Rev. Astron. Astro­phys. 17, 73 (1979) Table 2

10.5 D. S. Mathewson, V. L. Ford: Mem. R. Astron. Soc. 74, 143 (1970)

10.6 Nach D. C. Morton: Astrophys. J. 197, 85 (1975)

10.7 Phot. Mt. Wilson and Palomar Observatories: In: P. W. Merrill: Space Chemistry (University of Michigan Press, Ann Arbor 1963) p. 122

10.9 C. G. Wynn-Williams, E. E. Beck­lin: Publ. Astron. Soc. Pac. 86, 5 ( 1974) Fig.4

10.10 L. Goldberg, L. H. Aller: Atoms, Stars and Nebulae (Blackiston, Phil­adelphia 1946) p. 182

10.11 C. R. O'Dell, K. D. Handron: Astron. J. 111, 1630 (1996) Fig. 2

10.13 NASA/CXC/SAO

10.14 B. Aschenbach, R. Egger, J. Trümper: Nature 373, 587 (1995)

10.15 R. M. Duin, R. G. Strom: Astron. Astrophys. 39, 33 (1975)

10.16a R. H. Becker, S. S. Holt, B. W. Smith, N. E. White, E. A. Boldt, R. F. Mushotzky, P. J. Serlemitsos: Astrophys. J. (Lett.) 234, L 73 (1979) Fig.2

10.16b S. H. Pravdo, R. H. Becker, E. A. Boldt, S. S. Holt, R. E. Roth­schild, P. J. Serlemitsos, J. H. Swank: Astrophys. J. (Lett.) 206, L41 (1976) Fig. I

10.17 C. J. Burrows, 1. Krist, J. Hester et al.: Astrophys. J. 452, 680 (1995) Fig.4

10.18 R. E. Lingenfelter: Astrophys. Space Sei. 24, 89 (1973)

10.19 M. Grewing: In: Landolt­Börnstein, Neue Serie VU2c (Sprin­ger, Berlin, Heidelberg 1982) p. 134, Fig. 4 bzw. P. Meyer: Origin of Cos­mic Rays, lAU Symp. No. 94, ed. by G. Setti, G. Spada, A. W. Wolfen­dale (Reidel, Dordrecht 1981) p. 7

10.20 H. A. Mayer-Hasselwander, K. Bennett, G. F. Bignami, R. Buccheri, P. A. Caraveo, W. Herrnsen, G. Kanbach et al.: Astron. Astrophys. 105, 164 (1982)

10.21 G. Kanbach: Annual Report 1993 Max-Planck-Institut für extrater­restrische Physik, p. 23 ( 1994) Fig. 2.18

10.22 I. lben Jr.: Astrophys. J. 141, 1010 (1965)

10.23 M. Walker: Astrophys. J., Suppl. 2, 376 (1956)

10.24a M. L. Kutner, K. D. Tucker, G. Chin, P. Thaddeus: Astrophys. J. 215, 521 (1977)

10.24b P. Thaddeus: In: Symposium on the Orion Nebula to Honor Henry Dm­per, ed. by A. E. G1assgold, P. J. Hugg­ins, E. L. Schucking, Ann. N.Y. Acad. Sei. 395, 9 (1982)

10.25 B. Zuckerman: Nature 309, 403 (1984)

10.26 I. Appenzeller: In: Lando1t­Börnstein, Neue Serie VU2b (Springer,

559

560

I Quelleona<hwe;,

Berlin, Beideiberg 1982) p. 357 [nach I. Appenzeller, W. Tscharnuter: Astron. Astrophys. 40, 397 (1975)]

10.27 R. Mundt: In: Nearby Molecular Clouds, ed. by G. Serra, Lecture Notes in Physics, Vol. 217 (Springer, Berlin, Beideiberg 1985) p. 160

10.28 C. R. O'Dell, Zheng Weng, Xihai Hu: Astrophys. J. 410, 696 (1993) Fig. 3

10.30 R. Wielen, H. Jahrreis, R. Krü­ger: In: The Nearby Stars and the Stellar Luminosity Function. lAU Co!!. No. 76, ed. by A. G. D. Phi-lip, A. R. Upgren (L. Davis, Schenec­tady, N.Y. 1983) p. 163

11.1 G. Westerhout: University of Maryland, USA

11.4 J. H. Oort: In: Stars and Stellar Systems, Vol. 5, ed. by A. B1aauw, M. Schmidt (University of Chicago Press, Chicago 1965) p. 484

11.5 H. Scheffier: In: Lando1t­Bömstein, Neue Serie VI/2c (Sprin­ger, Berlin, Beideiberg 1982) p. 191

11.9 R. Wie1en: In: Lando1t-Bömstein, Neue Serie VI/2c (Springer, Berlin, Beideiberg 1982) p. 208, Fig. 4

11.10 J. H. Oort: In: Interstellar Mat­ter in Galaxies, ed. by L. Woltjer (Ben­jamin, New York 1962)

11.11 M. A. Gordon, W. B. Burton: Astrophys. J. 208,346 (1976) Fig.4

11.12 0. J. Eggen: R. Obs. Bull. 84, 114 (1964)

11.13 W. W. Roberts: Astrophys. J. 158, 132 ( 1969) Fig. 7

11.14 P. G. Mezger, W. J. Dusch!, R. Zylka: The Astron. Astrophys. Rev. 7, 289 (1996), Fig. 8

11.15 R. D. Ekers, J. T. van Gorkum, U J. Schwarz, W. M. Goss: Astron. Astrophys. 122, 143 (1983) Figs. 1, 5

11.16 A. Eckart, R. Genzel: Sterne Weltraum 37, 224 (1998) Fig. 2

12.1, 4, 5 Phot. Mt. Wilson and Pa­lomar Observatories, aus A. San-

dage: The Hubble Atlas of Gala­xies (Carnegie Institution of Washing­ton, D.C. 1961)

12.2 E. Hubble: Astrophys. J. 69, 120 (1929)

12.3 W. L. Freedman, B. F. Madore, J. R. Mou1d et al.: Nature 371, 757 (1994) Fig. 1

12.6 A. R. Sandage: Sei. Am. 211, 39 (Nov. 1964)

12.7 P. B. Stetson, D. A. Vandenberg, R. D. McClure: Pub!. Astron. Soc. Pac. 97, 908 (1985) Fig. 7b

12.9 Gezeichnet nach P. Schechter: Astrophys. J. 203,297 (1976); J. E. Fei­ten: Astron. J. 82, 861 (1978)

12.10 A. Bosma: Astron. J. 86, 1825 (1981) Fig. 3

12.11 A. H. Rots, W. W. Shane: Astron. Astrophys. 31, 245 (1974) Fig. 1b

12.12 R. Scancisi: Astron. Astrophys. 53, 159 (1976) Fig. 1

12.13 H. J. Habing, G. Miley, E. Young, B. Baud, N. Bogess, P. E. Clegg, T. de Jong, S. Harris, E. Raimond, M. Rowan-Robinson, B. T. Soifer: Astrophys. J. (Lett.) 278, L59 (1984)

12.14 W. B. Sparks, J. V. Wall, D. J. Thome, P. R. Jorden, I. G. van Breda, P. J. Rudd, H. E. Jor­gensen: Mon. Not. R. Astron. Soc. 217, 87 (1985)

12.15 J. W. Fried, H. Schulz: Astron. Astrophys. 118, 166 (1983)

12.17 R. D. Ekers, R. Sancisi: Astron. Astrophys. 54, 973 (1977) Fig. 1

12.18 R. A. Perley, J. W. Dreher, J. J. Cowan: Astrophys. J. (Lett.) 285, L35 (1984)

12.19 B. F. C. Cooper, R. M. Price, D. J. Cole: Aust. J. Phys. 18, 602 (1965)

12.20 J. 0. Bums, E. D. Feigelson, E. J. Schreier: Astrophys. J. 273, 128 (1983) Figs. 2, 11

12.21 B. A. Peterson, A. Savage, D. L. Jauncey, A. E. Wright: Astrophys. J. (Lett.) 260, L27 (1982)

12.22 T. Gehren, J. Fried, P. A. Wehni­ger, S. Wyckoff: Astrophys. J. 278, II (1984)

12.23 T. J. Pearson, S. C. Un­win, M. H. Cohen, R. P. Linfield, A. C. S. Readhead, G. A. Seie1stad, R. S. Simon, R. C. Walker: Nature 290, 365 (1981) Fig. 1

12.25 G. F. Lewis, M. J. Irwin, P. C. He­wett, C. B. Foltz: Mon. Not. R. Astron. Soc. 295, 573 (1998) Fig. I

12.26 H. Netzer: In: Landolt­Bömstein: New Series. VI/2c (Sprin­ger, Berlin, Beideiberg 1982) p. 300, Fig. 1

12.27 W. N. Colley, J. A. Tyson, E. L. Turner: Astrophys. J. 461, L 83 (1996) Fig. 1

12.28 C. Jones, E. Mandel, J. Schwarz, W. Forman, S. S. Murray, F. R. Harn­den Jr., Astrophys. J. (Lett.) 234, L 21 (1979) Fig. 2

12.29 K. J. Wellington, G. K. Mi1ey, H. van der Laan: Nature 244, 502 (1973)

12.30 M. J. Geiler, J. P. Huchra: Science 246, 897 (1989)

12.32 C. L. Bennett, A. Kogut, G. Hin­shaw et al.: Astrophys. J. 436, 423 (1994)

12.33 J. Centrella, A. L. Mellot: Nature 305, 196 (1983)

12.34 Max-Planck-Gesellschaft, Pres­seinformation PRI C 2/SP 2/98( 13)

12.35 S. Laustsen, C. Madsen, R. M. West: Entdeckungen am Süd­himmel. Ein Bildatlas der Europäi­schen Südsternwarte (ESO) (Springer­Verlag, Berlin, Beideiberg und Birk­häuser Verlag, Basel, Boston 1987) Abb. 92

13.3 H. Kühr: Dissertation, Universität Bonn (1980); H. Kühr, A. Witze!, I. I. K. Pauliny-Toth, U. Nauber: Astron. Astrophys., Suppl. 45,367 (1981)

14.1 Teilweise nach W. Gcntner: Naturwissenschaften 56, 174 (1969) Abb.3

14.2 G. E. Morfill. W. Tschamuter, H. J. Völk: In: Protostars and Planets ll, ed. by D. C. Black, M. S. Matthews, (University of Arizona Press, Tuesan 1985) p. 493

14.4 S. Fittkau: Kompendium der or­ganischen Chemie (G. Fischer, Stutt­gart 1980) S. 231

14.5 Th. Wieland, G. Pfleiderer (Hrsg.): Molekularbiologie (Umschau, Frankfurt/M. 1969) S. 46, Abb. 3

Tabellen

3.3 K. Krömmelbein: Private Mittei­lung (1967), R. Kraatz: Private Mittei­lung (1984), W. B. Harland, A. V. Cox, P. G. Llewellyn, C. A. G. Pickton, A. G. Smith, R. Walters: A Geolo­gie Time Scale (Cambridge Univer­sity Press, Cambridge 1982)

7.5, 6 Sonne: H. Holweger: Private Kompilation ( 1985); Meteorite: E. An­ders, M. Ebihara: Geochim. Cosmo­chim. Acta 46, 2263 (1982)

8.1 Z. Abraham, I. lben Jr.: Astrophys. J.170, 157 (1971)

12.3 Nach S. van den Bergh, Publ. Astron. Soc. Pac. 112, 529 (2000)

14.2 1.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd, K. E. Kraemer: Astrophys. J. 418, 457 (1993)

561

Sachverzeichnis

• Abbildung, Fernrohr 126, 160 Aberration -des Lichtes 27, 28 - sphärische 126 Absorption 120 Absorptionskoeffizient I 09 - atomarer 206 -kontinuierlicher

213,214,356 -Linien- 121,209,214 - 21 cm-Linie 348 Absorptionslinien - Galaxien 430 -Identifikation 188 - interstellare 345, 346, 365 - Sonnenspektrum 171, 173 - Theorie 217 Absorptionsquerschnitt - atomarer 120 Achondrite 93 adaptive Optik 326 Adenin 525 Akkretion, Materie

263,308,384,514 Akkretionsleuchtkraft 308, 460 Akkretionsscheibe 377, 382 - Abstrahlung 309 - AGN 458 -dünne 308 -Magnetfelder 384 -Physik 307 - protoplanetare 522 - protostellare 385 - Sgr A* 414 - Viskosität 309 Akkretionsscheiben - protostellare 384 aktive Optik 136, 326 Aktiver Galaxienkern (AGN)

siehe Galaxienkern, aktiver Alfven-Geschwindigkeit 228 Allende siehe Meteorite

Allgemeine Relativitätstheorie 170,314,320,323,484

- Feldgleichungen 314, 487 - Gravitationswellen 196 - A-Term siehe kosmologische

Konstante - Neutronensterne 313 - Periastrondrehung,

Doppelsternpulsar 196, 316 - Periheldrehung, Merkur

196,315,316 -Tests 315 Airnagest 7, 177 11-Prozeß 303 Alter -Erde 54,512 - Kugelhaufen 336 - Meteorite 94, 512 - Milchstraße 481 -Mond 55,512 - Sonnensystem 55 Altersbestimmung, radiaktive 54 AM Herculis-Sterne 263 Aminosäuren 524 Am-Sterne siehe Metalliniensterne Anregung 203 - Elektronenstoß 120 -thermische 114, 203, 204 Antennentemperatur 147 Anthropisches Prinzip 510 Antikoinzidenzschaltung 159 Apertursynthese 101, 149 Apex,Sonnenbewegung 391 Aphel 13, 14 Apparateprofil 218 Ap-Sterne 224, 254 Äquinoktium 14 Äquivalentbreite 218-220 Äquivalenthöhe 51, 52 Ära, Große Vereinigung 506 Arie! siehe Uranus Assoziation siehe Sternassoziation Asteroiden siehe Planetoiden Asteroidengürtel

siehe Planetoidenring

Asteroseismologie 170, 249 Astronomie, Computer in der 163 astronomische Einheit 22, 26, 28, 17 I asymptotischer Riesenast 297, 298,

304,335,336,374 atomare Elementarprozesse

205,206,354 Atomspektroskopie 200 Atomuhr 16 Auflösungsvermögen - Gitterspektrograph 143 -Teleskop 130, 146 Auswahlregeln, Dipolstrahlung

202,210 Azimut 11

• Baryon 496,498,501,504 Becklin-Neugebauer-Objekt 378,

379,382 Bedeckungsveränderliche 192, 306 Bernoulli-Gleichung 244 Beugungsgitter 141 Bewegungshaufen 176 B2FH-Theorie siehe Nukleosynthese Big Bang siehe Urknall Bildverstärker 138 Bioastronomie 533 Bipolare Nebel, Strömungen

379,382,383 Blasar 455 BL Lac-Objekte 454, 455, 459 Blue Stragglers 337 Bolometer 154 bolametrische Korrektion 183 Boltzmannformel 113, 114, 203 Boltzmann-Statistik 113 Boson 503-505 Bottlinger-Diagramm 400, 401 Bp-Sterne siehe Ap-Sterne Brauner Zwerg

197,199,309,376,521 Bremsparameter, Kosmologie

490,500,501

563

564

Bremsstrahlung 123, 374 BY Draconis-Veränderliche 256

Callisto siehe Jupiter, Satelliten CCD siehe Detektor Cepheiden 251-253, 322, 393, 406,

416,417 Cepheidenstreifen

siehe Instabilitätsstreifen (Pulsation) Cerenkovstrahlung 160, 294 Ceres siehe Planetoiden, individuelle Chandlersche Periode 14 Chandrasekharsche Grenzmasse

siehe Weiße Zwerge Charon siehe Pluto chemische Zusammensetzung - Galaxien 429 - Galaxienhaufen 467 - Häufigkeitsverteilung 223 -interstellare Materie 347, 351, 355 - interstellarer Staub 344 - kohlige Chondrite

93,222,223,516 - Kosmische Strahlung 366, 369 -normale (solare) 204 - Quasare 459 - Seyfert-Kerne 459 - Sonne 204, 222, 292 - Sternatmosphären

204,211,222,223 - Sterninneres 290 Chondrite 93, 516, 529 - kohlige 93, 94, 516 Chromosphäre 172, 232, 233 CNO-Trizyklus 284-286, 291, 295,

303,304,307,374 Camptonstreuung 123 -inverse 374, 450, 466 Coulomb-Schwelle 284 Crabnebe1 siehe Krebsnebel Cytosin 525

m Dämpfung, Spektrallinie 207 Dämpfungsprofil 207, 220, 474 Darwinsches Prinzip 523, 527 Deimos siehe Mars, Satelliten

Deklination II, 12 o Cephei-Sterne siehe Cepheiden o Scuti-Sterne 251, 253 Detektor - CCD- (charge-coupled device) 100,

138-140 - Cerenkov- !56 - Digicon 139 -Empfindlichkeit 152, 179 -Festkörper- 100, 157, 161 -Gammastrahlen- !59 - Gravitationswellen- 320 -Halbleiter- 139 -Infrarot- 154 -Neutrino- 293-295 - optischer 138 - photoleitender 154 - photonenzählender 139 - Plastik- 156 - Radiobereich 151 - Röntgen- 161 -Teilchen- 155 - Vidicon 139 Deuterium, Urknall 498, 501 Deuteriumbrennen 310, 521 Dezelerationsparameter

siehe Bremsparameter Dichteparameter 501 Diffusionsprozesse siehe Ap-Sterne Dipol, magnetischer 55 Dipolstrahlung - elektrische 202 -magnetische 202, 347, 355 Dispersionsmaß 272 DNA (DNS) siehe Nukleinsäure Doppelsterne 377 - Akkretion 263 - Äquipotentialfläche 195 -enge 194, 195,258,274,275,279,

301,305,306,320,332 - Geschwindigkeitskurve

192, 196, 198 - halbgetrenntes System 195 - kataklysrnische

siehe Veränderliche - Kontaktsysteme 195, 306 - Massen(funktion) 190-192 -Perioden 192, 265 - Primärkomponente 305 - Pulsare 195 -Röntgen- 265, 371

- spektroskopische 192, I 97 - SS433 267 - visuelle 191 Doppelsternpulsar siehe Pulsar Dopplerbreite 208, 221, 227 Dopplereffekt 26, 28, 105, 190, 208,

226,235,247,348,452 Dopplerprofil 208, 220 DQ Herculis-Sterne 263 Drehimpuls -Erde 37 -Erde-Mond-System 38 - Erhaltungssatz 30, 31, 34 - Galaxien siehe Galaxien,

Drehimpuls -Halo 401 - Planetensystem 513 -Sonne 511,513 - Sternentwicklung 380, 382, 513 Drehmoment 30, 37 3a-Prozeß siehe Heliumbrennen 3 kpc-Arm siehe Spiralarme 3 K-Strahlung siehe Mikrowellen-

Hintergrundstrahlung Dunkelwolken 338, 340, 377 - Kohlensack 339 - TauMCI 350 Dunkle Energie siehe Energie, dunkle Dunkle Materie siehe Materie, dunkle

II Eddington-Barbier-Näherung

216,219 Edgeworth-Kuiper-Ring

siehe Kuiper-Ring Effektivtemperatur - Planeten 49 -Sonne 174 - Sternatmosphären 210 -Sterne 183 Eigenbewegung 176,177,390 Einschlagkrater siehe Planeten,

Impaktkrater Einsteinkoeffizienten 120, 203, 207 Einsteinsehe Feldgleichungen

siehe Allgemeine Relativitätstheorie Eisenmeteorite 93 Ekliptik 13, 14 elektromagnetische Strahlung 103

Elektron 503 Elektronendruck 115,205, 311 Elektronenentartung 186, 281, 297,

300, 310, 311 Elektronentemperatur 118, 356, 361 Elektron-Positron-Paar - Erzeugung 123 - Instabilität, massereiche Sterne 300 -Vernichtungsstrahlung 124, 275 Elektronvolt 104, 200 Elementarteilchenphysik

327,503,505 Elemente, Häufigkeitsverteilung

siehe chemische Zusammensetzung Elemententstehung

siehe Nukleosynthese Elongation 21 Emission I 09 - spontane 119 - stimulierte 119, 121 Emissionskoeffizient I 09, 122 Emissionsmaß 354 Energie -dunkle 502 - kinetische 31 - potentielle 31, 33 Energieniveau, Atom 200, 227 - Quantenzahlen 119 Energiesatz 31 - Planetenbahnen 35 Entfernungsbestimmung 166, 252,

347,485 -Galaxien 268, 415, 427 - spektraphotometrische 392 - Sterne siehe Sternparallaxe Entfernungsmodul 341, 392, 393 Entweichgeschwindigkeit 36 Entwick1ungszeit, Hauptreihensterne

291,296,386 Ephemeridenzeit (ET) 17 Epizykel-Theorie 7, 39 e-Prozeß 303 Erdatmosphäre 68, 522, 523 -Durchlässigkeit 100, 101 - Exosphäre 69 - Extinktion 179 - Magnetosphäre 69 - optisches Fenster 100 - Ozonschicht 69 - Radiofenster 100, 145 - Refraktion 12

- Sauerstoff, Anreicherung 529 - Uratmosphäre 527, 529 Erdbebenwellen 53 Erde 49,53 - Abplattung 53 -Alter 55 - Bahngeschwindigkeit 28 - Dichte, mittlere 33 -Eigendrehimpuls 37 - Entwicklung 522 - geologische Perioden 55, 530 - Inneres 50, 53 -Magnetfeld 55, 368 -Masse 33 - Meteoritenkrater 92 - Oberflächentemperatur 52, 68 - Plattentektonik 57, 58 - Radius, äquatorialer 17, 28 -Rotation 17, 28,38 Erde-Mond-System 37, 517 Eukaryonten 528, 529 Euler-G1eichung 244, 375 Europa siehe Jupiter, Satelliten Exoplaneten

197,198,274,327,520 Expansionsalter, OB-Assoziation

329, 377 Extinktion 109, 344 - Erdatmosphäre 110 -interstellare 182, 338, 340-342,

347,390

• Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD)

186,331,332,376,393,405,421, 422,431

-Deutung 323, 330, 336 - Entwicklungswege 296, 332, 375 -Isochronen 332 Farbexzeß 341, 342 Farbindex 179, 180, 189 - verfärbungsfreier 341 Farbtemperatur ISO Fermi-Dirac-Entartung

siehe Elektronenentartung Fermi-Mechanismus 367, 371 Fernrohr siehe Teleskop Fischer-Tropsch-Synthese,

Meteorite 517

Flare siehe Sonneneruption Flaresterne 256, 259 Flashspektrum

siehe Chromosphäre Fluoreszenz - Bowen- 355 Flußdichte - magnetische 226 - Strahlungs- siehe Strahlungsstrom Fragmentation, Sternentstehung 380 Fraunhoferlinien

siehe Absorptionslinien freie Fallzeit 289, 375 freie Weglänge 116, 117 frei-frei-StrahJung

siehe Bremsstrahlung Friedmann-Lemaitre-Gleichungen

487--489,509 Friedmannzeit 490, 491, 50 I, 508 Funkenkammer 157 f-Wert siehe Oszillatorstärke

galaktisch siehe auch Milchstraße galaktische Koordinaten 389, 390 Galaxien 323, 326, 468 - Absorptionslinien 425 -Aktivität

325,326,438,447,457,458 -Amorphe 420,421 - Anämische 467 - Balkenspiralen (SB-) 419, 420 - BLRG 447, 457 - cD- 421,423,467 - chemische Zusammensetzung 429 - D- 421 -Drehimpuls 476--478 - Durchmesser 424, 482 -Dynamik 425, 428 - Elliptische (E-)

419,422,424,428,431,435,436, 476,477,482,483

- Emissionslinien 425, 447,455, 457,459

- Energieverteilung 429 - Flächendichte 427 - Halo siehe Galaxienhalo - Helligkeitsverlauf 424 -im frühen Universum 481

565

566

IS"hve"ekhni>

-Infrarot- 420, 436--438, 476 - Irreguläre 420, 422, 430, 482 -Jet 325, 444, 445, 447, 453, 455 - Kern siehe Galaxienkern -Klassifikation 324, 419, 446, 482 - Kopf-Schwanz- 466 -Leuchtkraft 421, 423, 434, 482 - Linsenförmige 419 - Markarian- 438, 455 -Masse 425, 427, 428 - N- 421,455 - nichtthermische Radiostrahlung

442,457,458 - NLRG 447 -normale 415, 442 -Radio- 325,443--447,459,499 -Riesen-E- 422,428,447,477 - Rotation 425--427 - Scheibe siehe Galaxienscheibe - Seyfert- 455, 456, 459, 460 - Spektralphotometrie 429 - Spektren 425, 429, 430 - sphäroidische Komponente

427,476 - Spiral- (S-)

419,421,424-426,430,432,434, 442,476,477,482,483

- Starburst- 431, 436, 438, 439, 476 - Variabilität 457 -Verteilung an Sphäre 418 - wechselwirkende 326,337,431,

466,467,474-476 - Zentralgebiet 420 -Zwerg-

421,423,428,431,461,483 -Zwerg-, blaue kompakte

431,438,476 -Zwerg-, Sphäroidische 431, 436,

462,477,483 Galaxien siehe auch Milchstraße Galaxien, individuelle - Andromeda I-III 462 - Arp 220 (IC 4553) 437--439 - CenA 160,445--447 - Cetus 462 - CygA 443,444,446,447 - Draco 421, 422, 461 - Dwingeloo 1 418 - Fornax 431 - IC 1613 422 - LMC siehe Mageilansehe Wolke

- M 31 404, 415--418, 420, 422, 425, 426,429,433-435,461

- M32 404,416,418,461 - M 33 420, 429 - M 51 425, 433, 442, 457 - M81 425,433,437,457 - M82 421,437,438 - M86 466 - M 87 337, 428, 429, 445, 461,466 -MIOO 417 - M 101 433 - Maffei 1 418 - Mrk270 456 - Mrk290 456 -NGC205 404,416,418,461 - NGC 1052 436 - NGC 1068 456 - NGC 1265 466 - NGC 1275 456 - NGC 2523 420 - NGC4038/9 475 - NGC4151 456,457 - NGC4261 461 - NGC4449 429 -NGC4631 443 -NGC4697 419 -NGC5907 434 - NGC6240 437,438 - NGC6251 447 - NGC 6769/71 Frontispiz - Sagittarius 462, 475, 476 - Sculptor 461 - Sextans 462 - SMC siehe Mageilansehe Wolke - Tucana 462 - Ursa Minor 461 - 3C236 463 -IIZw40 431 Galaxienentstehung 469 Galaxienentwicklung 469, 470, 476,

481, 483 -chemische 479 -dynamische 476 Galaxienhalo 429 -dunkler 427, 463 - Radiostrahlung 442 Galaxienhaufen

326,419,423,461,464 - cD- 463 - Coma 463, 464, 468 -Entstehung 470

-Entwicklung 466, 476 - Gas 464--467 - Großer Attraktor 468 -Gruppen 418,463 - irreguläre 463 - Klassifikation 463 -kompakte 423, 463 -Lokale Gruppe 419, 461--463, 495 -Masse 463, 466 - reguläre 463 - Röntgenemission 464, 465 - Virgo 462--465, 467 Galaxienkern 371,420,425,447,449 - aktiver (AGN) 438, 457 - einheitliches Modell 457 Galaxienscheibe 424, 425, 427, 476,

479,483 -Entstehung durch Kollaps 477 -exponentielle 478 Galaxis siehe Milchstraße Gammaburster 170, 276 - Eigenschaften 277 - Energiequelle 278 - Identifikation 278 - Rekurrente niederenergetische

(SGR) 279 - Verteilung 277 Gammaquellen, individuelle - lE 1740.7-2942 276 - CygX-3 371 - Geminga 274 - GRB 000301C 278 - GRB 970228 278 - GRB 970508 278 - GRB 980425 278 - GRB 990123 278 - GROJ0422+32 275 - GROJ1655-40 275 - GRS 1915+105 275 - SGR 0526-66 279 - SGR 1900+14 279 -SN 1987A 270 Gammastrahlenastronomie

102,326,338 Gammastrahlung 270, 450, 451 - Blasare 373, 455 - diffuse 373 -Erzeugung 123, 373 -extragalaktische 373, 456 -galaktische 372 - galaktisches Zentrum 275

- Röntgendoppelsterne 265, 275 - Sonneneruption 242 -Spektrallinien 124, 362, 374 Ganymed siehe Jupiter, Satelliten Gasnebel, leuchtende

siehe H II-Regionen Gegenschein 96 genetischer Code 526 Geschwindigkeitsdispersion -Elliptische Galaxien 428 - Galaxienhaufen 463 Gezeiten 37, 78 - -beschleunigung 37 - -reibung 38, 193, 518 -Wechselwirkung, Galaxien

437,439,462,475 g f-Wert siehe Oszillatorstärke Gitterspektrograph

140, 141, 143, 172 Gluon 505 Granulation, Sonne 225, 226 Gravitationsenergie 287 - Erzeugungsrate 288 - Galaxienkern 459 -Sonne 287 - Sterninneres 287, 374, 375 Gravitationsgesetz 32 Gravitationskonstante 32 - Zeitabhängigkeit 510 Gravitationslinse

317,327,437,453,454,463,464, 499,500

-Mikro- 278, 318, 454 Gravitationsradius

siehe Schwarzschildradius Gravitationsrotverschiebung 316 Gravitationswellen 170, 301, 319 Größenklasse 166, 178 Große Vereinigungstheorie

siehe Elementarteilchenphysik Grotrian-Diagramm 119, 200, 202 Guanin 525 Gunn-Peterson-Effekt 473, 474 G-Zwerge-Problem 480

Cl Hadron 504 Hadronenära 507 Halo, Galaxien siehe Galaxienhalo

Halo, Milchstraße siehe Milchstraße, Halo

Haufenveränderliche siehe RR Lyrae-Sterne

Häufigkeitsverteilung der Elemente siehe chemische Zusammensetzung

Hauptsequenz 167 Hauptsequenz-(Hauptreihen-)Stern

siehe Zwergstern Hauptsequenz (-reihe)

186, 189, 193, 334 - Anfangs- 290, 291, 296, 331, 336 Hayashi-Linie 375, 376 Heliopause 24 7 Helioseismologie 170, 247, 249 Heliosphäre 46, 246 Helium 355 - Halopopulation 432 - primordiales (Urknall)

432,493,498 - Scheibenpopulation 431 -Sonne 234 Heliumbrennen

285,295-298,306,336 Helium-Flash 297, 298, 336 Heliumsterne 303, 306 Helligkeit -absolute 182, 185, 186 - bolametrische 183 - scheinbare 178 Helligkeitsentfernung,

Galaxien 492 Helligkeitstemperatur 147 Helmholtz-Kelvin-Zeit 288, 375,

376,381 Herbig Ae- und Be-Sterne 377 Herbig-Haro-Objekte 383 - HH 46/47 383 Hertzsprung-Lücke 332 Hertzsprung-Russell-Diagramm

(HRD) 167, 185, 186, 250, 291, 296-298,329,381

- Entwicklungsweg 296, 297 Himmelsäquator 11 Himmelskugel I 0-12 Himmelspol 10, 11, 14 Hochenergieastronomie 325 -Instrumente 155 - physikalische Prozesse 122 Höhe II, 12 Höhenformel, barometrische 51

Höhenstrahlung siehe Kosmische Strahlung

Hohlraumstrahlung 111, 167 - Kosmos siehe Mikrowellen-

Hintergrundstrahlung Holmberg-Radius 424 Horizont 11, 12 Horizontalast 335, 336 Rubblebeziehung 484 - allgemeine 493 Rubblediagramm 499, 500 Hubble-Feld (Hubble Deep Field)

469,481,482 Rubblekonstante 454, 484, 486, 490,

499,501 Hubble-Sandage-Schema

siehe Galaxien, Klassifikation Hubble Space Telescope (HST)

siehe Teleskop, Weltraum­Hubblezeit 485,491, 501 Hydrodynamik 244 hydrostatisches Gleichgewicht 297 - Planeten 49 - Planetenatmosphären 51 - Stabilität 288 - Sternatmosphären 212 - Sterninneres 281, 375 HI-Wolken 338,347,349 H II-Regionen 338, 344, 352, 356,

377,393,416,431 -Carina-Nebel 352 - 30Dor 270 - Infrarotlinien 355 - kompakte 354 - metastabile Zustände 354, 355 - Radiostrahlung 356 - Rekombination 355 - Rekombinationslinien 354 -Riesen- 354, 410 - Sgr A 410, 411 - SgrB 410 -SgrB2 410 - Spektrum 354, 356

Impuls, Erhaltungssatz 28, 30 Inflation siehe Kosmos Infrarotastronomie

102, 322, 326

567

568

Instabilitätsstreifen (Pulsation) 253,335

Intensität siehe Strahlungsintensität

Interferometer -Korrelations- 132, 149, 183 - Langbasis- (VLBI, VLBA)

149, 150 - Michelson- 131, 132, 183 -Radio- 148 - Speckle- 132, 184 intergalaktisches Medium 473 interplanetarer Staub 96 interplanetares Magnetfeld

245,367,368 interstellare Absorptionsbänder 344 interstellare Materie 322, 338 - chemische

Zusammensetzung 347 - Dynamik 399 - Energiedichten 369 - Galaxien 432, 433 - Graphitteilchen 345 - heißes Gas 338, 364, 399, 436 - Ionisation 346 - Magnetfeld 342, 365 - Molekülbildung 350 - Moleküle 349, 350 -neutraler Wasserstoff 347, 348 - polyzyklische aromatische

Kohlenwasserstoffe 345 - Silikate 345 - Sonnenumgebung 399 -Staub

siehe interstellarer Staub interstellarer Staub 340, 347, 351 - Bildung 344 - Eigenschaften 343 - Eigenstrahlung 344 -Galaxien 434-436 - Polarisation 342-344 - Temperatur 344, 434 interstellares Medium

siehe interstellare Materie lo siehe Jupiter, Satelliten Ionisation 203 - Elektronenstoß- 114, 121 - Photo- siehe Photoionisation - thermische 114, 203, 204 Ionisationsenergie 115, 122, 20 l Ionosphäre 69

• Jahr 16 Jansky (Jy, Flußeinheit) 147 Jeans-Gravitationsinstabilität

379,470,513 Jeansmasse 472 Jet - Galaxien siehe Galaxien, Jet - Gammaquellen 275 - Protostern 383 Julianischer Tag 16 Julianisches Jahrhundert 16 Jupiter 26, 44, 49, 74, 75, 77 -Atmosphäre 74 -Innerer Aufbau 75 - Kometeneinsturz 76 -Magnetfeld 76 -Satelliten 44, 77, 79

• Kalender 16 Kaskade -elektromagnetische 124, 160 -Nukleonen- 155, 160 Keplersche Gesetze 8, 14, 34, 35 Kern, Galaxien siehe Galaxienkern Kernemulsion 156 Kernreaktionen, Sterninneres

224,280 - Energieerzeugung

282,283,285,299 Keulenbreite 146 kinetisches (statistisches)

Gleichgewicht 118 - Besetzungszahlen 205 Kirchhoff-Planck-Funktion 111, 212 Kirchhoffscher Satz 112 kleine Planeten siehe Planetoiden K1einmann-Low-Objekt 378 Kohlenmonoxid siehe Moleküle Kohlensack, Dunkelwolke 340 Kohlenstoffbrennen 286, 299, 301 Kohlenstoffsterne 185, 304 kohlige Chondrite siehe Chondrite Kollaps, Stern 320, 380 Kometen 23, 44, 89 -Bahnen 25 - Bezeichnung 24 -Entwicklung 91

- Familien 25 -Kern 89 -Kopf 89 - Perioden 25 - Schweif 89, 90 - Spektrum 89, 90 - Teilungen 25 - Zusammensetzung 91 Kometen, individuelle - Cunningham 90 - Encke 25 - Ha1e-Bopp 25, 90 - Halley 24, 44, 89, 91 - Mrkos 89 - Shoemaker-Levy 9 25, 77 -Wild 2 45 Konjunktion 21, 22 Konstellation siehe Sternbilder Kontinuitätsgleichung 244 Konvektion 226 Korona 168,172,232,234 - Fraunhofer (F-) 96, 235 - galaktische siehe Milchstraße, Halo - Sonne siehe Sonnenkorona Koronalinien siehe Sonnenkorona Koronagraph 232 kosmische Hintergrundstrahlung

siehe Mikrowellen­Hintergrundstrahlung

Kosmische Strahlung 102, 155, 338, 351,362,366,374,441

- Elektronenkomponente 367, 370 - Energiespektrum 367 - galaktische 367 - Häufigkeitsverteilung 369 - Nukleonenkomponente 367 - primäre 366 -solare 366 -Ursprung 370 - Verweilzeit in Milchstraße 370 Kosmochronologie 480 Kosmologie 323, 327 - Newtonsehe 485 - Relativistische 487 kosmologische Konstante 315, 488,

489,500,501,509 kosmologisches Postulat 487 - vollständiges 509 Kosmos -Alter 323, 501 -Anfangsstadien 327,470, 493

- Ära siehe Zeitalter - Dichte, kritische 50 I - Dichtefluktuationen 472 - Dichteparameter 489, 500, 501,

508,509 - Einstein-de-Sitter- 490, 491 -Entwicklung (Evolution) 327, 502,

505,506,508 -Expansion 323, 470, 484, 487, 505 - inflationärer 508 - Materie 490, 491, 494 - Materiedichte 490, 499 - Parameter 508 - Skalenfaktor

486,487,490,492,497 - Standardmodell 490, 505, 508 - stationärer (steady state) 509 - Sternstrahlung 502 - Strahlungs- 490, 496 -Struktur 326, 468, 470, 472-474 -Zeitalter (Ära) 506 Krebsnebel 269, 272, 273, 360 -Pulsar PSR0531+21 272,361 - Röntgenemission 361 - Zentralstem 272 Kugel(stem)haufen 224, 322, 332,

392,395,407,416,424 -Alter 324, 336 - andere Galaxien 337 -Blaue 337 - Farben-Helligkeits-Diagramm

334-336 - individuelle siehe Sternhaufen,

individuelle - Leuchtkraftfunktion 387 - Röntgenburster 333 Kuiper-Ring (-Gürtel) 25, 88 Kulmination 11

• Lagrangepunkt

71, 81, 195,233,305 Larmorfrequenz 227, 368 Leben 531,532 - älteste Lebewesen 528 - andere Himmelskörper 532 - Entstehung 526, 527 - Entwicklung 528 - Evolution zum Menschen 531 - materielle Voraussetzungen 526

- molekularbiologische Grundlagen 523

- Umbruchperioden 530 Leitfähigkeit, elektrische 227, 231 Lepton 503 Leptonenära 507 Leuchtkraft -Galaxien 421 - Galaxienkerne 459, 460 -Sonne 174 -Sterne 183 Leuchtkraftfunktion 385-387 - anfängliche 386 - Galaxien 422, 423, 462 - Kugelhaufen 387 - offene Sternhaufen 386 -Sterne 385, 390 Leuchtkräftige Blaue Variable (LBV)

siehe Veränderliche (Sterne) Leuchtkraftklasse 185, 421 Leuchtkraftkriterien, Sterne 187, 188 Lichtablenkung, Sonne 315, 317 Lichtgeschwindigkeit 27, 28, 103 Lichtstärke, Teleskop 131 Liner siehe Galaxien, Emissionslinien Linienprofil 220 Lithium-Kriterium 310 LMC siehe Mageilansehe Wolke,

Große Local Standard of Rest (LSR)

391, 394 Lokale Gruppe siehe Galaxienhaufen Lorentzfaktor I 05, 368, 440, 453 Lorentzprofil siehe Dämpfungsprofil Lorentztransformation 105 Luftschauer 158, 160 Lyman-a-Systeme 473, 474

• Magellanscher Strom 475 Mageilansehe Wolke

420,430,435,475 - chemische Zusammensetzung 431 - Große (LMC)

270,337,420,422,435 -Kleine (SMC) 337, 420, 435 - Kugelhaufen 430 Magnetar 279 Magnetohydrodynamik 168, 227

Magnitudo siehe Größenklasse Mars 21, 22, 38, 43, 44, 53, 66 - Atmosphäre 70 -Inneres 54 -Leben 67, 532 - Oberfläche 64 - Oberflächentemperatur 52 - Satelliten 67 Maser 121, 379 - OH- 254, 351 Masse-Leuchtkraft-Beziehung 193,

194,290,336,386 Massenfunktion, ursprüngliche (IMF)

386 Massenwirkungsgesetz 115 Materieära 507 Materiedichte 501 Materie, dunkle 324, 392, 401, 403,

427,429,463,466,472,500-502 Maxwell-Boltzmann-Geschwindig-

keitsverteilung 114, 205 Maxwell-Gleichungen 228 Meridian 11, 15 Merkur 44, 48 - Exosphäre 68 -Inneres 54 -Magnetfeld 55, 58 - Oberfläche 61 - Rotation 61 Meson 504 Metallhäufigkeit 334, 336, 405-408,

430,431,474,479,480 Metalliniensteme 224, 255 Meteore 26, 92 Meteorite 26, 91,515,527 - Allende 94, 95 - Bestrahlungsalter 94, 517 -Entstehung 95,515 - Häufigkeitsverteilung 93 - Herkunft 95 - Impaktkrater 92 - Isotopenanomalien 95 - Klassen 93, 94 - Maximalalter 94 - Murchisou 94, 95, 517 Meteoroid 91 Mie-Theorie 344 Mikrometeorite 96 Mikroturbulenz 209, 221, 226 Mikrowellen-Hintergrundstrahlung

327,371,466,493,495

569

570

- Anisotropie 494 - Entdeckung 493 -Fluktuationen 470, 471, 495 - Massendichte 494 - optische Beobachtung 494 - Photonendichte 494 - Temperatur 494, 497 Milchstraße 326, 420, 460, 461, 479 -Alter 407,481 - Balkenstruktur 409, 411 -Bau 322,389,392,393,402 - Bulge 392, 393, 402, 408, 424 - dicke Scheibe 402, 442 -Dynamik 322, 393, 400 - Elemententstehung 480 - flache Scheibe 397 - Gammastrahlung 372-374 -Halo, dunkler (äußerer)

324,392,402 -Halo, galaktischer 442 - Halo, gasförmiger 365 - Halo, Kugelsternhaufen 392, 393,

401,402 - Häufigkeitsgradienten 407 -interstellare Materie 396, 408, 479 - ionisiertes Gas 398 - Kern siehe Milchstraßenzentrum - Magnetfeld 366, 368 - Massenverteilung 402 - Materiedichte,

Sonnenumgebung 40 I - molekularer Wasserstoff 398 -neutraler Wasserstoff 397, 398, 409 - nichtthermische

Radiostrahlung 442 - Populationen 404, 405 - Radiostrahlung 440 - Rotation, differentielle 348,

394-396 - Rotationskurve 396, 402 - Scheibe 392, 393, 400, 402 - Sonnenumgebung 386, 401 - sphäroidische Komponente

402,427 -Staub 396 - Zentralbereich 408, 409 Milchstraßenzentrum 326, 402 - Abstand von der Sonne 395, 408 -Aktivität 414 - Dynamik 412 -Gas 410

- Magnetfeld 411, 413 -Masse 413 - Minispirale 411 -Radiostrahlung 409, 413 - Sgr A* (ultrakompakte Komponente)

411--413 -Staub 410 -Sterne 411, 413 -zentraler Sternhaufen 412, 413 - zirkumnukleare Scheibe 411 Mirasterne siehe Veränderliche MK-Klassifikation

siehe Sternspektren, Klassifikation MMT (Multiple/Monolithic Mirror

Telescope) 136 Modellatmosphäre 211, 215, 220,

221 Moldavite 94 Molekulargewicht, mittleres 51, 311 Moleküle 349 -Isotope 210, 351 -Kohlenmonoxid 338, 349, 377, 378 - präbiotische 526 - Rotationsenergie 210 - Spektren 209 - Wasserstoff- 349 Molekülwolken 325, 338, 349, 373,

377,380,382,384 - IRC + 10°216 350 - Orion (Ori MCl) 350, 374, 377 - Riesen- 349 - SgrB2 350 - Taurus (TauMCl) 350 Moment, magnetisches 55 Monat - drakonitischer 18 - siderischer 18 - synodischer 18 Mond 17,53 -Alter 55, 61 -Eis 61 -Entstehung 519 - Exosphäre 68 - Häufigkeit der Elemente 60, 61 - Horizontalparallaxe 17, 19 - Knotenlinie 18, 20 -Krater 59, 518 - Librationen 19 - Maria 8, 60, 518 -Phasen 18 -Radius 17

-Rillen 59 - Rotation 19 - seismische Wellen 54 -Staub 60 - Sternbedeckung 20 - Terra-Gebiete 59 Mondfinsternis 19 Multiplett 202 -/-Werte, relative 207 Murchisan siehe Meteorite Myon 503

• Nadir II Nebulium 338, 352, 355 Neonbrennen 286, 299 Neptun 9,23,44,49,84,85 - Satelliten und Ringsystem 85-87 Nereide siehe Neptun Neutrino 286,293,301,500,507 - Elektron- 292-294, 503 -Masse 270, 293, 295, 500, 504 -Myon- 294, 295, 503 - Nachweis 292, 294 - Oszillationen 293, 294, 504 -SN 1987A 270,301 -Tau- 294, 295, 504 Neutrinoastronomie 102, 292 Neutron 304, 498, 504 - p-Prozeß 303 - r-Prozeß 303, 480 - s-Prozeß 286, 303, 304 - Sterninneres 286 - Urknall 498 Neutronenstern 169, 263, 279, 300,

307,312,320,359 -Aufbau 270, 274, 313 - Gravitationsenergie 313 - Grenzmasse 266, 300, 313 -Magnetfeld 265, 273 - Masse 197, 265 - Materie 3 12 -Pulsar 270 - Reststern, Supernovaausbruch

269, 300 - rotierender 272, 273 - thermische Strahlung 313 Neutronisation 300, 312 Newtonsehe Gesetze, Mechanik 28

Newtonsches Gravitationsgesetz siehe Gravitationsgesetz

Non-LTE siehe thermodynamisches Gleichgewicht, Abweichungen

Nova 261,301,307,416 - Akkretionsscheibe 261-263 - Energie 262 -Prä- 261 - rekurrente 262 - Röntgen 265 -Zwerg- 263 Novae, individuelle - Cyg 1992 262 - DQ Her (Her 1934) 263 - TPyx 262 - USco 262 Nukleinsäure 525, 527 Nukleosynthese 474, 479, 480, 483 -explosive 303, 305, 307 - Sterne 302, 324, 374 -Urknall 302, 324, 497, 507 Nukleotid 525 Nullgeodäte 315, 491 Nutation 14, 18

• OB-Assoziation siehe Sternassoziation Öffnungsverhältnis, Teleskop

126, 131 OH/IR-Sterne 254 Ohmsches Gesetz 227, 228 Olbers-Paradox 502 Oortsche Konstanten 394, 395 Oortsche Wolke 25, 88 Opazität, Rosseland 212, 281 Opposition 21, 22 optische Dicke (Tiefe)

110,218,219,356 - 21 cm-Linie 348 Orion 352,354,374,377-379,384 Orionnebel 377, 385 Oszillatorstärke 120, 207

• Parallaxe siehe Sonnen- bzw.

Sternparallaxe Parsec 176 P Cyg-Profil 259-261, 357

Penumbra, Sonnenfleck 228 Peptidkette 524 Perihel 13,14,22 Periode-Leuchtkraft-Beziehung

252,322,392,395 Phanerozoikum 530 Phasenwinkel, Planeten 22 Phobos siehe Mars, Satelliten Photodesintegration 286, 300 Photographische Platte 100, 138 Photoionisation - Röntgenbereich 122 Photoionisationsmodell,

Galaxienkerne 459 Photometrie 138 Photomultiplier 138 Photon 104,497,504,507 - energiereiches 122 Photonenära 507 Photonendichte 108, 50 I Photosphäre 167, 171, 172,213 Photosynthese 523, 529 Pion 155,374,504 Plages, Chromosphäre 234 Planck-Funktion

siehe Kirchhoff-Planck-Funktion Planckzeit ( -masse, -länge) 503 Planetarischer Nebel

144,298,357,358 - Expansion 357 - Verdichtungen 358 - Zentralstern 298, 304, 357 Planeten 47, 67, 521 - Albedo 48, 49 - Aufbau, innerer 49, 53 - Bahnen siehe Planetenbahnen - Effektivtemperatur 49 - Energiehaushalt 49 - erdähnliche 53, 511 -große 74,512 - hydrostatisches Gleichgewicht 49 -lmpaktkrater 67,512 - kleine siehe Planetoiden - Massenverteilung, Inneres 48, 54 - Oberflächen 61 -physikalische Beschaffenheit

47,48 - Plattentektonik 63, 67 -Rotation 47, 511 - Trägheitsmoment 53 - transneptunische Klein-

siehe Transneptunische Objekte Planetenatmosphären 51, 52, 68 - chemische Zusammensetzung

52,68 - Entweichgeschwindigkeit 52 - Exosphäre 52 - hydrostatisches Gleichgewicht 51 - Konvektion 51 - Magnetosphäre 53 - Temperaturgradienten 51 Planetenbahnen 21, 23, 24, 34, 35,

39,316,511 - Bahnelemente 22, 23 - Bewegung, direkt und retrograd

21,38 -Exzentrizität 22 -Knoten 22 -Umlaufzeit 22, 23 Planetensystem 382, 511 - Akkretionsscheibe 514 -Alter 55, 512 - Kosmogonie 512, 514 - Proto- 513 - Sonne-Jupiter-System 197 Planetensysteme, andere Sterne

siehe Exoplaneten Planetesimale 512,515,518,527 Planetoiden 44, 45, 71 -Bahnen 71 - Eigenschaften 72 -erdnahe 71 - transneptunische

siehe Transneptunische Objekte Planetoiden, individuelle - Annefrank 45 - "Begleiter" der Erde

(Cruithne, 2002 AA29) 72 - Braille 73 - Ceres 8, 23, 72 - Chiron 71, 88 -Eros 71, 73 - Gaspra 73 - Herrnes 71 -Hidalgo 88 - Ida 73 - Mathilde 73 - Nessus 88 - Pallas 72 - Pholus 88 - Trojaner 71 - Vesta 72

571

572

-Zentauren 88 Planetoidenring 517 Plasmafrequenz 242 Plutino 88 Pluto 9,23,87,512 Polhöhe II, 12 Population siehe Sternpopulationen Positron 503 p-Prozeß siehe Neutron präbiotische Moleküle

siehe Moleküle Präkambrium 528 Präzession 6, 14, 15, 37 Profilfunktion 120, 206, 207 Prokaryonten 528, 529, 531 Proportionalzähler 157, 161 Protein 524 Protogalaxie 327, 472, 474, 476, 477,

479,480,483 Proton 498, 504 - Zerfall 505 Proton-Proton-Kette

284,291,303 Protostern 350, 375, 377, 378,

380-385 Protuberanzen 238, 239 Pulsar 270,312,371,373 - Alter 273, 274 - Doppelstern-

170, 196,307,315,320 - Geminga 272, 274 -Krebs- 160, 272, 273, 361 -Millisekunden- 196, 274 - Periode 272 -Raumgeschwindigkeit 274 -Vela 272 Pulsationsperiode, Sterne 248, 252

Quadratur 22 Quadrupolstrahlung, elektrische

202, 355 Quantenausbeute 138, 139 Quantenvakuum 488, 501, 502 Quark 504 Quarkära 507 Quasar

325,327,447,448,457,460,499 - Absorptionslinien 451,474

- Emissionslinien 448 - Gesamtenergie 453 -kosmologische Deutung 453 - Leuchtkraft 449 - Muttergalaxie 449 - OVV- 455 - Radiostrahlung 450 - Raumdichte 449 - relativistische

Intensitätsverstärkung 452 - Röntgenstrahlung 450 - spektrale Energieverteilung 449 -Struktur 451 -Variabilität 450, 452, 453 Quasare, individuelle - BL Lac (2200 + 420) 454 - H 1413 + 117 (Kleeblatt) 454 - Mrk421 455 - Mrk501 455 - PG 1115 +08 454 - PKS 2000-330 448, 449 - Q 2237 + 0305

(Einstein-Kreuz) 454 - QSO 0054 + 144 450 - QSO 0957 + 561 (Zwillingsquasar)

318,454 - SDSS J 1044-0125 448 - SDSS J 114816,64+ 5251503 448 - 3C 273 448, 449, 451, 452, 456 Quellfunktion 110, 205, 216

Radialgeschwindigkeit 27, 167, 176, 252,348,390,395

Radioastronomie 100, 322, 325 Radiopulsar siehe Pulsar Radioteleskop siehe Teleskop Raketengleichung 40 Ratengleichung 118, 205 Raumgeschwindigkeit, Sterne

176,390,391 Raumsonden -Apollo 43 - Cassini 44 - Clementine 43 - Deep Space 1 73 - Galileo 44, 45, 73, 75, 78 - Giotto 45 - Helios 46

-Luna 42 -Lunar Prospector 43, 61 - Magellan 44, 62, 63 - Mariner 43, 44, 61, 64, 67 -Mars 44 -Mars Climate Orbiter 44 - Mars Exploration

(Spirit, Opportunity) 44, 65, 66 - Mars Express 44, 66 - Mars Global Surveyor 65, 66 - Mars Odyssey 44, 66 - Mars Pathfinder 65, 66 - Mars Polar Lander 44 - NEAR Shoemaker 45, 73 - Phobos 44, 67 - Pioneer 44, 74, 79, 81,246 - Pioneer Venus 44, 62, 70 - Stardust 45 - Ulysses 41, 46, 97 - Vega 45,70 - Venera 44, 62, 63 - Viking 44, 64, 66, 67, 71 -Voyager 44, 74, 75,77-79, 81, 83,

85,86,246 - WMAP 471,485 Rauschleistung 147, 151 Rayleigh-Jeans-Gesetz 112, 439 R Coronae Borealis-Sterne 254 Reaktionsrate 116, 118 Reflektor (Spiegelteleskop) 126, 128 Reflexionsnebel 340 Refraktor (Linsenfernrohr) 126, 127 Rekombination 121, 346 Rekombinationslinien 412 Rektaszension 11, 12 relativistische Astrophysik 314 Riesen(stern) 186, 204, 224, 297,

375, 376 - Roter 184, 296, 304, 334, 405 Robertson-Walker-Metrik 487, 491 Rache-Fläche 195, 305 Rochesche Stabilitätsgrenze

siehe Stabilität, Satellit Röntgenastronomie 102, 325 Röntgenburster 266 Röntgenemission 364, 365, 429, 436,

445,450,456,467 - Energiequelle durch Akkretion 264 Röntgenpulsare 263 Röntgenquellen 260 - Doppelsterne 170, 263, 265, 274

- Galaxienhaufen 464 - Quasare 449 - stellare 258, 377 - Supernovaüberreste 361 Röntgenquellen, individuelle -JE 1740.7-2942 276 - Burster 4U 1820-30 266 - Cen X-3 265 - CygX-1 266 - Cyg X-3 160, 265 - GR011655-40 275 - GRO 11744-28 267 - GRS 1915+105 275 -Her X-I (HZ Her) 264,265 - Krebsbnebel 361 - LMCX-1 266 - LMCX-3 266 -M87 429 -Röntgen-Nova Muscae 266 - Schneller Burster

MXB 1730-335 267 - SS433 267 - Ve!X-1 =HD77 581 265 Rotation 249 Rotationsmaß 366 Rotverschiebung 492 -Galaxien 418, 430, 482, 484, 499 -Kosmologie 327, 484, 493, 496 - Quasare 448, 499 r-Prozeß siehe Neutron RR Lyrae-Sterne

251,253,335,392,406 RS Canum Venaticorum-Sterne

258,306 Rückblickzeit, Kosmologie 490--492 Ruhenergie I 06 Ruhmasse I 05 Russell-Vogt-Theorem 290 RV Tauri-Sterne 252 RW Aurigae-Sterne

siehe T Tauri-Sterne

• Sagittarius - Sgr A siehe H II-Regionen - Sgr A * ( ultrakompakte Komponente)

siehe Milchstraßenzentrum - Sgr 82 siehe H li-Regionen bzw.

Molekülwolken Sahagleichung 115, 203

Saros-Zyklus 20 Satelliten, astronomische - ASCA 41, 162 - BeppoSAX 276 - Chandra

41,163,273,313,464,474 - Campton-Observatorium (Compton

Gamma Ray Observatory, CGRO) 41, 102, 158, 159,242,275-277, 362,372-374

- Copernicus (OA0-3) 144, 182, 345 - COS-B 102, 158, 159, 274, 372 - Cosmic Background Explorer

(COBE) 41,102,150,470,471 - Binstein-Observatorium (HEA0-2)

41, 162 - European X-Ray Observatory

Satellite (EXOSAT) 162 - Extreme U1traviolet Explorer

(EUVE) 41, 102, 161, 163, 400 - Far Ultraviolet Spectroscopic

Explorer (FUSE) 41, 145 - HALCA 41, 150 - HIPPARCOS 41, 175 - Hubble-Weltraumteleskop

siehe Teleskop, Welraum- (HST), 485

- Infrared Astronomical Satellite (IRAS) 24, 41, 102, 154, 182, 434--436

- Infrared Space Observatory (ISO) 41, 102, 154, 434,436, 439

- Integral 41, 159 - International Ultraviolet Explorer

(IUE) 41, 102, 144, 189,262,365 - Orbiting Solar Observatory (OSO)

41, 102 - ROSAT 41, 102, 162, 258, 274,

361,362,449,464 - Solar Maximum Mission 233 - Spitzer Weltraumteleskop

41, 102, 154, 432 - Submillimeter Wave Astronomy

Satellite (SWAS) !50 - Transition Region And Coronal

Explorer (TRACE) 233 - UHURU 102, 161 - X-Ray Multi-Mirror Mission (XMM)

Newton 41,163,464 Satelliten, künstliche 40 - Raumstation 41

- Sputnik I 40 - Wostok 1 41 Saturn 44, 49, 79 - Atmosphäre 79 -Inneres 79 - Magnetosphäre 80 - Satelliten und Ringsystem

80,81,83 Säulendichte 221, 4 7 4 Scheibe in Galaxien

siehe Galaxienscheibe Schmidt-Kamera 141 Schnelläufer 224, 322, 393, 400 Schwarzer Körper 111, 189 - Gesamtstrahlung 112 - Gesamtstrahlungsdichte 113 - Photonendichte 1 I 3 - Strahlung siehe Hohlraumstrahlung Schwarzes Loch 169, 266, 275, 279,

300,313,319,320,326,414,458, 460

Schwarzschildmetrik 315 Schwarzschildradius 315 Schwerebeschleunigung 33, 171 - Sternatmosphären 211 Schwerpunkt 35 S Doradus-Sterne 259 Sechsfarbensystem 180 Seyfert-Galaxien siehe Galaxien Siliziumdiode 139 Skylab-Mission 41, 161, 233 SMC siehe Mageilansehe Wolke,

Kleine SOHO (Solar and Heliospheric

Observatory) 233, 247 Solarkonstante 49, 52, 174 Sonne 161,215,257 - Aufbau, innerer 291, 292 -Bursts 242 - chemische Zusammensetzung

222,292 -Dichte, mittlere 35, 171 - Effektivtemperatur 174 - Energietransport,

mechanischer 238 - Entfernungsmodul 182 - Fackeln 229 - Flußröhren,

magnetische 230, 231, 235 - Gravitationsenergie 287 -Helium 292

573

574

~ Helligkeit 183 ~ Isotopenverhältnisse 223 ~Leuchtkraft 174, 291 ~ Magnetfeld 225 ~Masse 35, 171 ~ Neutrinostrahlung 170, 292~294 ~Radiostrahlung, nichtthermische

242 ~Radiostrahlung, thermische 237 ~Radius 35,171 ~ Röntgenemission 235 ~ Rotation I 71 , 229, 250 ~Schallwellen 237, 247, 248 ~ Strahlungstemperatur 17 4 ~ Temperatur, Inneres 281 ~ Wasserstoffbrennen 291 ~ Wasserstoffkonvektionszone 226 ~ zukünftige Entwicklung 532 Sonnenaktivität 168 ~ Aktivitätszentren 229, 230 ~ Dynamotheorie 231 ~Zyklus 229, 368 Sonnenatmosphäre 216 ~ mechanischer Energiestrom 238 ~ Stoßwellen 237 Sonnenbewegung 391,394 Sonneneruption (Flare) 240 Sonnenfinsternis 19, 20 Sonnenflecke 228 ~ Entwicklung 229 ~Gruppen 229 ~ Relativzahl 229 ~Zyklus 229 Sonnenkorona 172,234 Sonnennebel 511,514,527 Sonnenparallaxe 26, 28, 171 Sonnenspektrum 171, 217 ~ Energieverteilung 173, 174 ~ Gesamtstrahlungsstrom 174 ~ Kontinuum 173 ~ Mitte-Rand-Variation

167, 172, 173 ~ Strahlungsintensität 172 Sonnensystem siehe Planetensystem Sonnenwind

90,97, 155,243~246,368 Sonnenzeit ~mittlere 15, 16 ~wahre 15 Space Shuttle siehe Weltraumfähre Spallation 369

S peckle-Interferometrie siehe Interferometer

Spektralanalyse, Kirchhoffund Bunsen 166, 167

Spektralklassifikation siehe Sternspektren, Klassifikation

Spektraltyp (-klasse) 185, 187 Spektrograph ~ Echelle 143 ~ optischer 140 ~ Weltraumteleskop 143, 145 Spektroheliogramm 232 Spektrometer 153, 155, 160, 161, 163 ~Röntgen- 161 Spektrumsynthese 218 Spezielle Relativitätstheorie 104 Sphäroidische Komponente

siehe Milchstraße bzw. Galaxien Spikulen, Chromosphäre 233 Spiralarme 393, 420, 433, 467 ~ Dichtewelle 403, 404 ~ 3 kpc-Arm 397 ~ Dynamik 403 ~ Milchstraße 397 s-Prozeß siehe Neutron Stabilität, Satellit 50, 81 Starkeffekt 208 statistisches Gewicht 113, 115, 203 Staub siehe interstellarer bzw.

interplanetarer Staub Staubscheibe ~ zirkumstellare 182 Stefan-Boltzmannsches

Strahlungsgesetz 112 Steinmeteorite 93 Stellarstatistik 322, 390 Sternassoziation 329, 377, 393 Sternatmosphäre 168 ~ Absorptionskoeffizienten 213 ~ Anzahl absorbierender Atome,

wirksame 220 ~Aufbau 210 ~ chemische Zusammensetzung

211,223 ~ Effektivtemperatur 210, 212 ~ Energietransport 211 ~graue 212 ~ hydrostatisches Gleichgewicht

211,212 ~ nichtgraue 213 ~ Schwerebeschleunigung 211

~Strahlungsdruck 212 ~Strahlungsgleichgewicht 211, 212 ~ Temperaturschichtung 211 Sternbilder 10 Sterne ~ Aktivität 256 ~ älteste 224 ~ Aufbau, innerer siehe Sterninneres ~ Begleiter, substellare Massen 197 ~ Chromasphären 168, 256 ~ Effektivtemperatur 183, 193 ~ galaktische Bahnen 400, 40 I ~Helligkeit 178, 182, 183, 193,256 ~ Kollaps 300 ~Koronen 168, 257~260 ~Leuchtkraft 183, 193, 282 ~ Leuchtkraftklasse 187 ~Masse 166, 193 ~ Massenverlust 257, 259 ~ Mitte-Rand-Verdunklung 190 ~Radius 183, 193 ~ Rotation 190, 193, 256, 258 ~ Schwerebeschleunigung 193 ~ variable siehe Veränderliche Sterne, individuelle ~ a Boo (Arktur) 223 ~aCen 175,183,339 ~ a CMa (Sirius) 191 ~ a CMa B (Siriusbegleiter) 186 ~ aCru 339 ~ a 2 CVn 254 ~ a Cyg (Deneb) 179, 186, 223, 259 ~ a Gern (Castor) 193 ~ a Lyr (Wega) 179~182,215,223,522

~ a Ori (Beteigeuze) 183, 184, 257 ~ aPsA 522 ~ a Sco (Antares) 184 ~aUMa 257 ~ Barnards Stern (BD +4°3561) 197 ~ ßCen 339 ~ ß Cet 257 ~ ßDra 257 ~ ßGem 223 ~ ß Lyr 306 ~ ß Per (Algol) 166, 192, 306 ~ ßPic 522 ~ ß Vir 223, 224 ~ 8Cep 406 ~ 8 Ori 345, 378 ~ sOri 378

- E Vir 223, 224 - ryBoo 249 - TJ Car 133, 259, 352 - FGSge 304 - G64-12 (Wolfl492) 406 - Gliese 229 199 - Gliese 876 521 - HD 16141 521 - HD49674 521 -HD114762 198 - HD 122563 223, 406 - HD 140283 223, 224, 406 - HD 161817 223,224 - HD 168443 521 - HD209458 521 - HE0107-5420 406 -1 Her 223 - o Cet (Mira) 184, 250, 252 - P Cyg 259, 260 - RCas 184 -RDor 183,184 - RLeo 184 -SAnd 416 - SCrA 381 -SOor 259 - r Sco 214, 215, 223, 224, 260 -8 1 OriC 385 -8 1 Ori 377,385 -V 1057 Cyg 259 - V 1500 Cyg (Nova Cyg 1975) 261 -V 1974Cyg (Nova Cyg 1992) 261 - van Maanen 2 223 - WHya 184 - uAnd 521 - ~ Oph 346 - ~ Ori 378 -~Pup 261 -~Per 223 - ~ UMa (Mizar) 166, 192 - 10Lac 223 - 16CygB 521 -51 Peg 198,520 -61Cyg 166,175 Sternentstehung 338, 374, 377, 378,

380, 431, 438, 476 - Burst 431, 438 Sternentstehungsgebiete 323, 325,

326,329,354,377,378,434,438 Sternentstehungsrate 387, 482 Sternentwicklung

168,169,290,376,403

- Anfangsphasen 374, 380 -Drehimpuls 382 - Endstadien 298, 309 - enge Doppelsterne 306 - Massenverlust 296-298, 357 - Spätphasen 297, 357 - zum Heliumbrennen 295 - Zwiebelschalenstruktur 299 Sternflecke 254, 256 Sternhaufen, individuelle - h und x Persei 328-332 -Hyaden 177,328,329,334 - Liller I 267 - M3 335,387 - M II 329 - M 13 = NGC 6205 332, 333 - M 15 274, 333, 432 - M67 329 - M 92 334, 335, 406 - NGC 188 329-332, 335, 406 - NGC 1866 (LMC) 337 - NGC 2264 376 - NGC 2362 329, 331 - NGC 3680 329 - NGC 6624 266 - NGC 7789 329 - w Cen 332, 333 -Plejaden 328, 329, 332, 340 - Praesepe 329, 330, 332 - 47 Tue 274, 332, 335, 337 Sternhaufen, offene (galaktische)

328,376,392 -Alter 332 -Farben-Helligkeits-Diagramm

291,298,329-331 - Leuchtkraftfunktion 386 - Praesepe 330 Sterninneres 168, 169 - Absorptionskoeffizient 282 - Aufbau 280, 309 - Energieerzeugung 285 - Energietransport 281, 282 - Gravitationsenergie 287 - Grundgleichungen 289 - hydrostatisches Gleichgewicht 281 - Ionisation 281 - Molekulargewicht 281 - Neutrinos 283 - Stabilität 288, 300 - Strahlungsfeld 282 -Temperatur 281,288

- Zustandsgleichung 281 Sternkollaps 289 Sternparallaxe 166, 175, 176,391 -Strom- 176 Sternphotometrie 166, 178, 184 Sternpopulationen 322, 405, 429, 430 - Halopopulation (II) 324, 334, 405,

406,479 -Population I 253,331,405 -Population II 253, 336, 387, 405,

480 - Population III 480 - Scheibenpopulation 324, 407 - Spiralarmpopulation (I) 324, 407 Sternposition 14, 177 Sternscheibe, mittlere Intensität I 08 Sternschnuppe siehe Meteore Sternspektrum

166,167,172,216,257 - Analyse 220 - Energieverteilung 180, 216 - Farbtemperatur 180 -Klassifikation 167, 184, 188, 204 -Mitte-Rand-Variation 184 - Spektralphotometrie 182 - wahres Kontinuum 218 Sternwind 168, 258-260, 357 Sternzeit 11 , 12, 16 Stoßprozesse 118 Strahlung - Cerenkov- 156 - nichtthermische 112, 123, 440 -thermische 111, 313,439, 440, 450 Strahlungsära siehe Photonenära Strahlungsdichte 108 Strahlungsdruck 109,261 Strahlungsfluß( dichte)

siehe Strahlungsstrom Strahlungsgleichgewicht

167,211,375 - Sternatmosphäre 212 - Sterninneres 281 Strahlungsintensität 106,215,218 - Materieschicht 110, 111 -mittlere 107, 118 - relativistische Verstärkung 452 Strahlungsleistung 146 Strahlungsprozesse 118, 120 Strahlungsstrom

107,179,212,216,439 Strahlungstemperatur 147,439

575

576

Strahlungstheorie - Grundbegriffe I 06, 108 - Maßeinheiten 108 Strahlungstransportgleichung I 09 - Sternatmosphären 212 - Sterninneres 281 Stratosphäre 68 Streuung 109, 121 - Sternatmosphären 214 - Thomson 121-123 Strom- bzw. Haufenparallaxe

siehe Sternparallaxe Strömgren-Photometrie 181, 341 Strömgrensphäre 354 Stundenwinkel 11 Sunyaev-Ze1dovich-Effekt 466 Supergranulation, Sonne 225, 226 Superhaufen von Galaxien 326, 467 -Coma 467 - Virgo 467 Supernovae 267,279,299,304,363,

371,374,416,485,500-502 - andere Galaxien 268, 269 -Energie 269, 302 - Herkunft 269 -historische 269, 360 - Klassifikation 268 - Lichtkurven 268, 270, 301 - Neutrinostrahlung 269, 270, 301 - Prä- 270, 304 - SN 1572 Tycho 250, 269 -SN 1604 Kepler 250, 267, 269 -SN 1987A in LMC 269,270,301,

364,374 - Spektren 268 - theoretisches Modell 300, 301 -Typen 268 Supernovaüberreste (SNR) 358, 371 - Amegung 359 - Cas A 269, 360, 362, 364, 374 - Cygnus-Bogen 362 - Expansion 359 - Garmnastrahlung 374 - Krebsnebel 269,359,360,362,363 - optische 362 - PupA 361 - Radiostrahlung 362 - Röntgenemission 363 - RX 10852.0-4622. 363 -SN 1987A 363 - SN Kepler 362

- SN Tycho 362, 363 -Typen 362 -Vela 359-363 Synchrotronelektronen 442 - Energiedichten 44 I -Lebensdauer 441, 447 - Ursprung 443 Synchrotronstrahlung 124, 325, 361,

363-365,370,410,413,439,440, 445,447,450

- Emissionskoeffizienten 441 - Theorie 440 Szintillationszähler 156, 161

• T-Assoziation siehe Sternassoziation Technetium, Riesensterne 224 Teilchen, energiereiche 123 Tektite 93 Teleskop 100 -achromatisches 126 - Fokusanordnungen 128, 129 - Galileisches 8, 125, 126 -Gammastrahlen- 158, 159 -Gran Telescopio Canarias 138 -Groß- 135,326 -Infrarot- 153 -Keck 136 - Keplersches 125, 126 -Kosmische Strahlung 156, 157 - Large Binocular (LBT) 137 - mm- und submm- 150, 15 I -Montierung 127, 128 - New Technology (NTT) 135, 136 -optisches 125, 135, 145 -Radio- 146-148, 243 -Röntgen- 161, 235 - Schrnidt- 129, 130 - Spacewatch 71 - Subaru 137 -Synthese-Radio- 149 -Teilchen- 157 -Turm- (Sonnen-) 142, 143 -ultraviolettes 144, 145, 163 -Vergrößerung 126, 130 - Very Large (VLT) 136, 137 - Vielspiegel- (MMT) 136 -Weltraum- (HST) 41, 102, 145,

326,333,335,346,358,364,384,

385,417,464,469,481 - Wolter- 162, 235 Termschema, Atom

siehe Grotrian-Diagramm thermodynamisches Gleichgewicht

111, 113,203,20~505 - Abweichungen

205,217,235,351,528 -1okales(LTE) 113,211,215 thermonukleare Reaktionen 284 Thymin 525 Tierkreis 13 Titan siehe Saturn, Satelliten Trägheitsmoment 36 Transneptunische Objekte 9, 88 Transneptunische Objekte, individuelle - Ixion 88 - Quaoar 88 - Sedna 88 - Varuna 88 - 1992 QB I 88 - 1996 TL 66 88 - 2004DW 88 Treibhauseffekt 52 Triton siehe Neptun Troposphäre 68 TTauri-Sterne 258, 376, 381 Tully-Fisher-Beziehung 427

• Übergang, Atom 119, 202 - frei-frei 119 - frei-gebunden 119 - gebunden-gebunden 119 -verbotener 347, 355 Übergangsschicht

Chromosphäre/Korona 237 Überlichtgeschwindigkeit, scheinbare

276,447,451,452 Überriese 186 UBV-System 179,341 U Geminorum-Sterne 263 Ultrastrahlung siehe Kosmische

Strahlung Umlaufzeit siehe Planeten Universum siehe Kosmos Unterriese 188 Unterzwerg 224, 336 Uracil 525

Uranus 8,23,44,49, 83 - Satelliten und Ringsystem 83, 84 Urknall 493 UV Ceti-Sterne

siehe Flaresterne UV-Exzeß 334, 406

• Venus 21,38,43-45,48,70 - Atmosphäre 69 -Inneres 54 - Oberfläche 61-63 - Oberflächentemperatur 52 -Phasen 21 - Rotation 61 Veränderliche (Sterne) 250, 251 - eruptive 261 - halbregelmäßige 252 - Hubble-Sandage- 259 - kataklysmische 261 - Leuchtkräftige Blaue 259 - Mira- (langperiodische)

184,252,254 - Nomenklatur 250 - pulsierende 251 - Spektrum- siehe Ap-Sterne Verdünnungsfaktor 346, 354 Verfärbung, interstellare 340 Vernichtungsstrahlung 275 Verstärker 10 I, 152 Verzögerungsparameter

siehe Bremsparameter Virialsatz 32, 36, 287-289 VLA (Very Large Array) 149 VLBI (Very-Long-Baseline

Interferometer) siehe Interferometer

Voigt-Profil 209

Vor-Hauptreihenstern 258,375,376,381

• Wachstumskurve 219, 220 Wasserstoff, 21 cm-Linie 101, 325,

338,347,395,427,433,434 Wasserstoffbrennen 169, 262, 282,

284,285,291,307,310,336,376, 381

Wasserstotfmolekül siehe Moleküle Wechselwirkungen,

fundamentale 504 Weiße Zwerge 169, 186, 189, 224,

261,263,298,301,307,310,386 -Aufbau 311 - Grenzmasse 298-300, 312 -Masse-Radius-Beziehung 312 Welt(all) siehe Kosmos Weltmodell 490, 501 Weltmodelle 484, 486 Weltraumfähre 42 Weltraumforschung 101 - astronomische Satelliten 41 - außerhalb der Lufthülle 101 -Mond 42 - optischer Bereich 102 - Planetensystem 43 Weltsystem -geozentrisches 7, 38 -heliozentrisches 6, 7, 20, 38 - kopernikanisches 38 - ptolomäisches 38 Weltzeit (UT) 15 - koordinierte 17 Wendekreis 13 Widderpunkt 12, 14 Wiensches Gesetz 112

Wiensches Verschiebungsgesetz 112 Winkelgeschwindigkeit 29 Wirkungsquerschnitt 116, 117 - Photoionisation 121 W Virginis-Steme 251, 253, 322, 416 Wolf-Rayet-Steme 189, 259, 30 I,

303,306,374

• YY Ori-Steme 381

• Z Camelopardalis-Sterne 263 Zeemaneffekt 227, 230, 365, 368 Zeit 15-17 Zeitgleichung 15 Zenit II, 12 Zenitdistanz 11 Zentrifugalkraft 29 Zodiakallicht 96 Zodiakus siehe Tierkreis Zugfestigkeit, Satellit 50 Zustandsgleichung - entartetes Elektronengas 310 -ideales Gas 51,243,281,297 - Planeteninneres 50 - Sterninneres 281 Zustandssumme 114 Zweifarbendiagramm 189, 190, 334,

342,448 Zwerg(stem) 186, 291 Zwergcepheiden 251, 253 Zwiebelschalenstruktur 299, 304 Zyklotronemission 263, 264 Zyklotronfrequenz

263,264,368,440 Zyklotronradius 371 ZZ Ceti-Steme 252

577

Physikalische Fundamentalkonstanten1

Kontante

Gravitalion. konstante G Vakuumlichtgeschwindigkeit c Magnetbche Feldkonstante J.Ln

lektri ehe Feldkon. tantc Eo

Plan ·k-K nstante h h = h/27T

EI ktri ehe Elementarladung e Atommasseneinheit lllu = u Ruhmasse

Proton mp

eutron mn

lcktron me

Wa:· er t ffatom 11111

mp/ llle pctili ehe Elektronenladung efmc

v gadro-K nstant N,, niH!r!> lle Gaskon-;tante :R.

Proton 1\p

Elektr n 1\~

Kla si eh r Elektronenradius rc Thomson-Wirkungs-

quer!>chnitt 01

R)dberg-Konstante R

Bohr-Rad1us ao Planck- trahlungskon. tantc CJ.

tefan-Bolt.rmann-trahlung. konstante o

6.673·10- 11

2.9979· 10 1.2566. w-6

mJ kg- 1 .,-2 m. I

mkg. 2 -2

=Vs 1 m- 1

m 1 kg 1 s4 A~

= A V 1 m- 1

m2 kgs 1-J · Js

.8542· w- 12

6.6261. 10 34

1.0546. 10- 34

1.6022 . JQ-I\1

1.6605 . 10- 27 !>=C

kg

1.6726. 1 o-27 kg 1.0073 u

1.6749 . 10- 27 kg 1.00 7 u

9.1094 · 10- 31 kg 5.4 ss. w-4 u

1.6736. 10- 27 kg 1.007 u 1.8362· 10] 1.758 · 1011 C kg 1

6.0221 · 102·' mol- 1

8.3145 J mol 1 K-1 1.3807 · 10- 23 J K 7.2974· 10 3 = 1/137.036

1.3214·10- 15 m 2.4263. 10 12 m 2.4263. 10 2 A 2.8179·10 15 m

6.6525. 10- 29 ,

m-1.0974· 107 m- 1

1/911.27 -I

.291 ·10 II m 1.4388. 10 2 mK

5.6704· 10- 11 W m- 2 K- 4

6.673 · 10 M

2.9979 · 1010

6.6261. 10- 27

1.0546. 10- 27

cm' g-1 -2

cms- 1

ergs crg.

.E. 4. 032 . w-10

1.6605 · 10 24 g

1.6726 · 10- 24 g

1.6749. 10- 24 g

1.6736. 10- 24 g

5.2728· 1017 E. E.g- 1

8 .. 14 · 107 erg mol - 1 K- 1

1.3807 · 10- 16 crg K- 1

1.3214·10- 11 cm

2.4263·10- 10 cm

2. 179·10- 13 cm

6.6525 I 0 25 cm2

1.0974 105 cm- 1

5.291 · 10 9 cm 1.43 8 cm K

5.6704 · 10- 5 ergcm- 2 s 1 K 4

1 Alle Zahlenwerte werden auf (maximal) 5 Ziffern gerundet angegeben. Genauere Werte (mit Fehlergrenzen) s. P.J. Mohr, B.N. Taylor: CODA TA recommended values of the fundamental physical constants: 1998. Rev. Modern Physics 72, 35 1 (2000).

Astronomische Konstanten und Einheiten

A tronomi ehe Einheit

Parsec

Siderisches Jahr Tropi ehe Jahr GrößenkJas e (Magnitudo)

Erde: Äquatorialer Radiu Masse

Solarkon tante

Sonne: Radius

Masse Leuchtkraft Effektivtemperatur Schwerebeschleunigung an der Oberfläche Absolute visuelle Helligkeit

Milchstraße:

Sonne - Galakti ehe Zentrum Ab tand Umlaufgeschwindigkeit

Umlaufzeit Dortsehe Konstanten

Kosmos: Rubblekonstante

h = Ho/(50km - I Mpc- 1)

Rubblezeit

Kriti ehe Dichte

Temperatur der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung

Planckzeit

I AE = 1.496 · I 0 11 m = 499.0 Licht ekundeo

I pc = 3.086 · 1016 m = 2.063 · 105 AE = 3.26Lich~ahre

365.256d = 3.1558. 107 s 365.242d = 3.1557. 107

I mag ent pricht einem Helligkeit verhältnis 2.512 = I 0°.4

RE = 6.378 ·106 m .ME= 5.973 · 1024 kg S = 1.37kWm-2

R0 = 6.960 · 108 m .M0 = 1.989-1030 kg L0 =3.846·I026 w Terr.o = 5780 K g0 = 2.736 ·102 ms- 2

Mv.0= 4.87 mag

Ro = 8.5kpc V0 = 220km -I

wo =26km - I kpc- 1

to = 2nfwo = 2.4 · 108 a A = 14km - I kpc- 1

B =-12km - 1 kpc- 1

Ho = 50h km - I Mpc- 1

Tz :::: l.4 ro =l/Ho=6.2·1017 Tz - 1s

= 19.6 · 109 jj-l a

Qc,O = 4.7 · I o-27 h2 kg m - 3

nc,O = 3 h2 m - 3

To = 2.73 K rp = 5.4 · J0- 44 s