Beginnend mit dem BAV Rundbrief 4/08 sind Erklärungen zu Begriffen in den Artikeln des jeweiligen Heftes auf der letzten Seite zu finden. Auf dieser Web-Seite werden diese und weitere Begriffserklärungen gesammelt und können schnell nachgeschaut werden.            

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2MASS

Two Micron all sky survey. Eine Infrarotdurchmusterung des Himmels. (HLD/HR/GR 4.2009)

American Association of Variable Star Observers. (BR/HR 11.2008)

 

Antiblooming Gate. Eine Differenzialsperre auf manchen CCD Chips. Verhindert das „überfliessen“ der Elektronen von gesättigten Pixeln auf benachbarte Pixel. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

Analog-Digital-Umsetzer (engl. ADC = Analog-Digital-Converter). Elektronisches Bauteil zur Umwandlung eines analogen Wertes (z.B. el. Spannung) in einen Zahlenwert zur weiteren Verarbeitung z.B. in einem Computer. Die Genauigkeit ist abhängig von der Anzahl der für die Zahl verwendten Bits und bestimmt, wieviel diskrete Werte erzeugt werden können. Übliche Werte in ADUs sind 8 Bit für 256 Werte, 12 Bit für 4096 Werte oder 16 Bit für 65536 Werte. Bei CCD-Kameras entsprechen die Werte den Helligkeits- bzw. Graustufen. In der CCD-Astronomie ist die Benutzung von ADU mit folgender Bedeutung verbreitet: Anzahl der darstellbaren Graustufen einer CCD Kamera. Eine Kamera mit 8 Bit-Wandler stellt nur 256 ADUs dar, während eine 16-Bit-Kamera 65536 ADUs darstellen kann. Je mehr ADUs dargestellt werden können, desto feiner bzw. genauer kann eine Helligkeit bzw. Helligkeitsdifferenz photometriert werden. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

Association Francaise des Observateuers d' Étoiles Variables. (BR/HR 11.2008)

 

Aktive Galaxien Kerne (active galactic nuclei) sind eine Gruppe von Galaxien, die enorme Energiemengen aus dem Zentrum abgeben. Astronomen vermuten, dass supermassive schwarze Löcher im Zentrum dieser Galaxien dafür verantwortlich sind. (BR/HR/GR 2.2009)

 

Sich gravitativ beeinflussende Körper können Materie auf Grund des Drehimpulserhaltungsgesetzes nicht direkt austauschen. Die Materie sammelt sich vielmehr in einer Scheibe um das aufsammelnde Zentralobjekt (Akkretor). Durch Reibungs- und Scherkräfte werden die Teilchen in Richtung des Akkretors befördert. Akkretionsscheiben kommen bei vielen Objekten und über viele Größenordnungen vor. Bei kompakten Akkretoren (Neutronsterne, schwarze Löcher) wird genügend potenzielle Gravitationsenergie umgesetzt, um bis zu zwanzig mal mehr Strahlung zu erzeugen als bei der Kernfusion. (HLD 4.2010)

 

active galactic nuclei (AGN). Unter dem Begriff AGN werden verschiedene astrophysikalische Erscheinungen zusammengefasst: Quasare, Radiogalaxien, Seyfertgalaxien, BL-Lacertae-Objekte, Blazare und LINER (=low-ionization nuclear emission-line region) –Galaxien. Ein vereinheitlichendes Modell geht davon aus, dass es sich bei den enormen Leuchtkräften, die diese Objekte haben, um Materieeinfluss in das zentrale supermassive schwarze Loch handelt. Man geht davon aus, dass in nahezu jeder Galaxie ein zentrales schwarzes Loch sitzt, welches in den meisten Fällen auf Grund fehlenden Materiezufluss keine Aktivität zeigt. Da die einströmende Materie nicht direkt in das schwarze Loch fallen kann, sondern sich erst in einer Akkretionsscheibe sammelt, wird sie stark aufgeheizt. Abhängig von dem Blickwinkel können die verschiedenen Erscheinungsformen erklärt werden. So würde ein direkter Blick in den Jet, der sich senkrecht zur Ebene der Akkretionsscheibe bildet, ein Quasarphänomen zeigen, ein Blick auf die Ebene der Akkretionscheibe, bzw. den umgebenen Staubtorus, eine Seyfertgalaxie vom Typ 2. Da AGNs stellar erscheinen und häufig in ihrer Helligkeit variabel sind, finden sich viele von ihnen auch in den klassischen Veränderlichenkatalogen.
(HLD 5.2013)

 

Differenz zwischen maximaler und minimaler Helligkeit. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

Analysis of Varianz. Ein strukturprüfendes statistisches Verfahren welches in verschiedenen Periodensuchprogrammen Verwendung findet. Mit Hilfe einer ANOVA gelingt es in den Daten systematische Varianzen von unsystematischen Varianzen zu trennen. (HLD 11.2012)

 

Siehe Apsidendrehung (HLD 2.2010)

 

Astrophysical Journal (BR/HR/GR 2.2009)

 

Astrophysical Journal Supplement (BR/HR/GR 2.2009)

 

Das ist die Drehung der gesamten Bahn in der Bahnebene, wodurch sich die Bahn selber nicht verändert. Sie führt dazu, dass sich die räumliche Lage des Periastron (der dem Massezentrum nächster Punkt) und des Apastron (der dem Massezentrum entfernteste Punkt) ändert. Aus der Apsidendrehung können Rückschlüsse auf eventuelle weitere im System befindliche Massen gezogen werden. (HLD 2.2010)

 

Genannt „The Archive“ ist ein Dokumentenserver für Preprints aus den Bereichen Physik, Mathematik, Informatik und Biologie. Das Archiv wird von der Cornell University betrieben und finanziert. Mit ca. 3000 neu hochgeladenen Dokumenten und vier Millionen Zugriffen im Monat ist arXiv stark frequentiert und gerade im Bereich Astronomie zu einer sehr wichtigen Quelle geworden. Im Gegensatz zu Printpublikationen werden Veröffentlichungen ohne Begutachtung akzeptiert. Das Ablegen von Artikeln ist jedoch seit 2004 nur noch möglich, wenn dies durch einen etablierten Autor gebilligt wird („endorsement“) um Spam und grobe Verletzungen der Regeln wissenschaftlichen Publizierens zu vermeiden. (HLD 2.2012)

 

ASAS Das "All Sky Automated Survey" ist ein Projekt, mit dem Ziel ständiger lichtelektrischer Überwachung von mehr als 10⁷ Sternen heller als 14. Größe. Das Instrument steht im Las Campanas Observatorium. (BR/HR 11.2008)

 

Asymptotischer Riesenast (AGB) (AGB=asymptotic giant branch) Ein Gebiet im HRD. Weit entwickelte Sterne die nach dem Zünden des Heliumbrennens wegen der veränderten chemischen Eigenschaften oberhalb des eigentlichen Riesenastes liegen. (HLD/HR 9.2009)

B-R Oft auch (B-R). Es ist die zeitliche Abweichung des beobachteten Maximums bzw. Minimums vom vorhergesagten, also "Beobachtetes minus Rechnerisches". Englisch (O-C). (BR/HR 11.2008)

 

Be-Hüllenphase (Shell-Phase) Eine große Anzahl der B-Sterne (bis zu 50%) zeigen Wasserstoff-Emissionslinien und werden deshalb als Be-Sterne bezeichnet. Man erklärt dieses Phänomen durch einen Auswurf an Material das einen äquatorialen Ring um den jeweiligen Stern bildet. Bei einigen ist die Gasmasse so dick, dass sie eine Hülle bilden und dem stellaren Kontinuum Absorbtionslinien von Metallen aufprägen. Einige Sterne, wie z.B. Plejone, wechseln im Abstand einiger Jahre zwischen der Be- und Hüllenphase. (HLD 2.2011)

 

BIB Code Standardcodierung für Referenzen in vielen astronomischen Instituten, z.B. NED, SIMBAD, ADS. In dem neunzehnstelligen Code finden sich in Kurzform die Art der Referenz (Buch, Katalog, Periodika...), das Erscheinungsjahr, Seitennummer, Autor und einiges mehr. Ein Beispiel: 1988ApJ...324..767W (HLD 8.2010)

 

Binning Unter Binning versteht man das Zusammenfassen benachbarter Bildelemente (Pixel) im CCD-Sensor einer Kamera zu Pixelblöcken, was einige Vorteile hat. Das Licht eines Sterns, das sich ohne Binning auf mehrere Pixel verteilt, fällt nun auf wenige „Superpixel“. Beim 2 x 2 Binning sammelt ein Superpixel in der gleichen Zeit viermal soviel Photonen wie ein normales Pixel. Die Empfindlichkeit des CCD-Chips wird um den Faktor 4 erhöht. Allerdings wird auch die Sättigung der Pixel schneller erreicht. (BR/HR/GR 2.2009)

 

Blazhko-Effekt Bei der Mehrzahl der RR-Lyrae-Sterne wiederholt sich die Lichtkurve genau oder wenigstens nahezu im Periodenabstand. Bei einigen Sternen dieses Typs treten jedoch Änderungen der Lichtkurve auf, die schon nach einer oder wenigen Perioden sichtbar werden. Diese Lichtkurvenänderungen sind meistens periodisch. Sie können sowohl zu einer Schwankung der Maximumszeiten, als auch zu Schwankungen der Amplitude und damit der Maximalhelligkeiten führen. Diese Schwankungen entdeckte im Jahre 1907 Sergey Nikolaevich Blazhko (1870 – 1956) und seitdem werden sie als Blazhko-Effekt bezeichnet. Herbert Achterberg hat hierüber ausführlich im BAV Rundbrief Nr.1, 2005 ab Seite 23 berichtet. (BR/HR/GR 2.2009)

 

Bruce Archiv Eine mit dem Bruce Teleskop (benannt nach der Stifterin Catherine Wolfe Bruce), ein 40 cm Doppelrefraktor der Landessternwarte Heidelberg-Königsstuhl, erstellte Sammlung von über 10.000 Photoplatten. Die Aufnahmen reichen bis Anfang des 20. Jahrhunderts zurück. (HLD 2.2011) 

CDS Centre de Données astronomiques de Strasbourg (BR/HR/GR 2.2009)

 

Citizen Sky Im Juni 2009 gegründetes Projekt unter Leitung der AAVSO, speziell zur Beobachtung von e Aurigae. Es wird versucht möglichst viele interessierte Laien an die Beobachtung heranzuführen und mittels Worshops, Blogs, Tutorials und weiterer Hilfen anzuleiten. (HLD 2.2011)

 

Cluster Type Variable Siehe Haufenveränderlicher (HLD 8.2010)

 

COROT Ein ESA-Forschungsatellit der Ende 2006 gestartet wurde. COROT steht für Convection, Rotation and planetary Transits. Als Weltraumteleskop ist COROT in der Lage zeitgleich bis zu 120.000 Sterne zu beobachten und kurzfristige Helligkeitsschwankungen zu erkennen. Neben dem Hauptziel, Informationen über die inneren physikalischen Eigenschaften der Sterne abzuleiten, sucht COROT auch gezielt nach Exoplaneten mittels der Transitmethode. (HLD 8.2011)

 

CP Sterne Chemisch pekuliare (=besondere) Sterne. Obwohl chemische Abnormalitäten bei sehr vielen Sterntypen auftreten können werden in der Regel nur heiße Hauptreihensterne zur CP-Klasse gezählt. Sie zeichnen sich durch ungewöhnliche Metallhäufigkeiten zumindest in den Photosphären aus. Es wird angenommen, dass durch Diffusion, aber auch durch die Magnetfelder herbeigeführte Effekte für die auffallenden Unter- und Überhäufigkeiten in den oberflächennahen Schichten verantwortlich sind, während in den Zentren dieser Sterne wahrscheinlich vollkommen normale Elementhäufigkeiten vorkommen dürften. Folgende Subtypen werden unterschieden: CP1 (auch Am-Sterne) zeigen starke und manchmal variable Absorptionsspektren von Zink, Strontium, Zirconium und Barium während andere Metalle unterhäufig sind. CP2 (Ap und Bp-Sterne) zeigen Überhäufigkeiten von Strontium, Chrom, Europium, Praseodym und Neodym. CP3 (auch Hg-Mn-Sterne) haben auffallende Spektrallinien von Quecksilber, Phosphor, Mangan, Gallium, Strontium, Yttrium, Zirkonium und Platin. CP4 bezeichnet die heliumarmen Sterne. (HLD 2.2013)

 

CRTS Catalina Real-Time Transient Survey. Ein Projekt bei dem 33.000 Quadratgrad des Himmels permanent auf kurzfristige Helligkeitsänderungen astronomischer Objekte überwacht werden. Neben Asteroiden, speziell den NEOs (Near Earth Asteroids), bilden Supernovae, kataklysmische Veränderliche und aktive galaktische Galaxienkerne Hauptziel der Beobachtung. (HLD 11.2013) 

D und d Bei Bedeckungsveränderlichen nennt man die Dauer der Helligkeitsschwächung vom Normallicht zum Minimum und wieder zum Normallicht „D“. Sie wird in Stunden oder Periodenbruchteilen angegeben. Sofern es dabei zu einer totalen Bedeckung (mit konstanter Helligkeit) kommt, nennt man diesen Zeitbereich „d“. Die Abkürzung ist vom englischen Begriff „duration“ abgeleitet. (BR/HR/GR 2.2009)

 

DASCH Digital Access to a Sky Century @ Harvard. Das Harvard College Observatory verwaltet das weltweit größte Archiv an astronomischen Photoplatten. Durch das DASCH Projekt werden die über 525.000 Aufnahmen, die zwischen 1885 und 1992 entstanden sind, mit Hochgeschwindigkeitsscannern digitalisiert und automatisch ausgewertet. Bei gesicherter Finanzierung könnte das Projekt in drei Jahren abgeschlossen werden. (HLD 5.2012)

 

Datamining Unter Datamining versteht man die systematische Anwendung von meist statistischen Methoden auf einen Datenbestand zur Mustererkennung. Bei großen Datenmengen wird eine Modellannahme über den Datenentstehungsprozess angewendet. Ein Beispiel sind Algorithmen zur Periodensuche bei veränderlichen Sternen. (HLD 12.2010)

 

DEBRIS Bei diesem internationalen Projekt sollen durch den Satelliten Herschel ca. 500 Sterne auf Staubscheiben und Planetesimale untersucht werden. Die Untersuchung weiterer Systemeigenschaften dieser Sterne ist ein wichtiger Bestandteil. Mittels Hoch-präzisionsphotometrie versuchen unter anderen auch BAV Mitglieder z. B. die Rotationszeiten der Sterne zu ermitteln. (HLD/HR 11.2009)

 

DSLR Digitale Spiegelreflexkameras werden auch als DSLR (digital single lens reflex) bezeichnet. DSLR nutzen statt eines Films einen Bildsensor z.B. CCD-Chip. (BR/HR 11.2008)

 

DSS Digitized Sky Survey. Die digitalisierte Version der Palomar Observatory Sky Survey (POSS) Fotoplatten für den Nordhimmel und der SERC/ESO Durchmusterungen für den Südhimmel. Diese Bilder sind im Internet frei verfügbar. (HLD 11.2011) 

ESO European Southern Observatory. Europäische Organisation für astronomische Forschung in der südlichen Hemisphäre. Wurde 1962 gegründet um europäischen Astronomen Beobachtungsmöglichkeiten am Südhimmel zu verschaffen. Die ESO hat sechzehn Mitgliedsstaaten und betreibt unter anderen das Very Large Telescope (VLT) in Chile. (HLD 12.2010)

 

Extrinsic Variable ("äußerlich Veränderliche") Angloamerikanischer Oberbegriff für Sterne, deren Veränderlichkeit nicht auf innere physikalische Prozesse beruht. Dazu gehören die Bedeckungs- und die Rotationsveränderlichen. (HLD 11.2011)

 

Exzentrizität In einem Mehrkörpersystem bewegen sich die Körper auf Kegelschnittbahnen, im Allgemeinen in Ellipsen. Die Abweichung von der exakten Kreisbahn wird durch die Exzentrizität, genauer durch die numerische Exzentrizität angegeben. Sie ist definiert durch die Wurzel aus der großen Halbachse zum Quadrat minus der kleinen Halbachse zum Quadrat dividiert durch die große Halbachse. (HLD 2.2010)

 

Farbindex (FI) Eine Maßzahl zur Definition von Sternfarben. Ursprünglich wurde der FI eingeführt um den unterschiedlichen Helligkeiten von Sternen auf fotografischen Aufnahmen im Vergleich zur visuellen Beobachtung Rechnung zu tragen. Da mittlerweile jede Menge photometrischer „Bänder“ eingeführt wurden, ist der FI definiert als FI= m_kurzwellig - m_langwellig Der Nullpunkt dieser Farbskala wurde so gelegt, dass Sterne vom Spektraltyp A0 als weiß gelten, somit FI=0 ist. Daraus ergibt sich, dass ein Stern umso röter erscheint, je größer sein FI ist. (HLD 11.2013)

 

Fermi Gamma Ray Space Telescope (FGST) Das FGST ist ein Gemeinschaftsprojekt der NASA, des US-Energieministeriums und anteilig auch einigen europäischen Ländern (auch Deutschland) und wurde 2008 in einen 565 km hohen Orbit befördert. FGST verfügt über zwei Instrumente: Das Large Area Telescope (LAT), welches einen Energiebereich von 20 MeV bis 300 GeV mit hoher räumlicher und zeitlicher Auflösung abdeckt und dem GLAST Burst Monitor zur Suche nach Gammablitzen (GRB). Neben den GRBs sind auch andere Quellen hochenergetischer Gammastrahlung, wie die aktiven galaktischen Kerne, Pulsare, schwarze Löcher oder Supernovaüberreste Beobachtungsziel vom FGST.
(HLD 5.2013)

 

FITS Flexible Image Transport System. Ein 1981 von der NASA entwickeltes offenes Dateiformat, welches in der Astronomie breite Verwendung findet. Einer der großen Vorteile dieses Formats ist, dass umfangreiche Beschreibungsdaten wie z.B. Daten über das verwendete Teleskop, Kamera, Belichtungszeiten usw. in einem Dateiheader mit aufgenommen werden. FITS ist für astronomische Aufnahmen mittlerweile Standard. (HLD 5.2012)

g-Modus siehe Nichtradiale Pulsatoren (HLD 4.2010)

 

GAIA Eine für 2012 geplante ESA-Satellitenmission. GAIA soll dann die Positionen und Radialgeschwindigkeiten von über eine Milliarde Sternen hochpräzise messen. (HLD 2.2010)

 

Gammastrahlenblitze, Gamma-Ray Bursts Gammastrahlenblitze (GRB) wurden erstmals in den 1960er Jahren entdeckt. Der eigentliche Gammablitz dauert wenige Sekunden bis maximal einige

Minuten. Ihm folgt ein Nachglühen im Optischen und Röntgenlicht. Man unterscheidet zur Zeit zwei verschiedene Klassen: Die langen GRB´s dauern im Mittel 35 Sekunden, aber auch Längen von 2000 Sekunden wurden schon beobachtet. Sie stehen in Zusammenhang mit den Hypernovae, dem Kernkollaps von extrem massereichen Sternen. Die kurzen GRB´s dauern weniger als zwei Sekunden, auch ihr Nachglühen ist wesentlich kürzer. Hier scheint das verschmelzen zweier Neutronsterne in einem engen Doppelsternsystem die Ursache zu sein. Würde ein Gammablitz gleichmäßig in alle Richtungen strahlen, währen Strahlungsleistungen von 10⁴⁵ Watt notwendig. Man nimmt daher an, dass ein Gammablitz nur in zwei engen, entgegengesetzten Bereichen mit einem Öffnungswinkel von wenigen Grad ausgesandt wird. Dadurch verringert sich die erforderliche Strahlungsleistung um ca. 3 Zehnerpotenzen, was die GRB´s immer noch zu den leuchtkräftigsten Erscheinungen im Universum macht. (HLD 6.2011)

 

GCVS General Catalogue of Variable Stars. (BR/HR 11.2008)

 

GEOS Die „European Group for the Observation of Variable Stars“. Eine 1973 in Frankreich gegründete Vereinigung von Veränderlichenbeobachtern. (HLD 2.2010)

 

GEOS Datenbank Enthält ca. 50.000 Maxima von über 3300 RR Lyrae Sternen. (HLD 2.2010)

 

Gleitende 3er Mittel Eine Lichtkurve kann aus verschiedenen Gründen recht breit („verrauscht“) sein, z.B. wenn in einer Gemeinschaftslichtkurve verschiedene Beobachter mit unterschiedlichen Messmethoden gearbeitet haben. Um eine solche Kurve zu glätten kann das Verfahren der gleitenden Dreiermittel eingesetzt werden. Hierbei bleibt der Trend der Kurve gut sichtbar, der Lichtkurvenzug und eine Auswertung werden aber vereinfacht. Die Werte 1,2,3,4...n (Zeit und Helligkeit) von jeweils drei (z.B. 1,2,3) aufeinander folgenden Messungen werden arithmetisch gemittelt und als neue Messung verwendet. Danach gleitet man eine Messung weiter, verwendet 2,3,4 und mittelt wieder. Das Verfahren wird bis n durchgeführt. (HLD 8.2010)

 

GSC Guide Star Catalogue (BR/HR/GR 2.2009)

HADS (High Amplitude Delta Scuti Star) Eine seltene Untergruppe der Delta Scuti Sterne mit Amplituden über 0,3 mag in V. Diese langsam rotierenden Sterne der Spektralklassen A0 bis F5 (Leuchtkraftklasse III bis V) pulsieren mit einem oder zwei radialen Moden, können aber auch eine Vielzahl nicht-radialer Schwingungen zeigen. HADS und Delta Cepheiden vom Subtyp DCEPS (kleine Amplituden, symmetrische Lichtkurven) zeigen die gleiche Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, weshalb sie auch unter der Bezeichnung Zwergcepheiden geläufig sind. Die Lichtkurven sind typischerweise asymmetrisch mit einem steilen Anstieg der Helligkeit und einem langsameren Abstieg. HADS werden im GCVS nicht als eigenständiger Typ geführt, jedoch in vielen moderneren Klassifikationsschemen. (HLD 11.2013)

 

Harvard-Designation Es ist die Nummer der Harvard-Durchmusterung, die sich auf die Sternorte der Epoche 1900 bezieht. Diese Angabe kennzeichnet Veränderliche im AAVSO-System. (BR/HR 11.2008)

 

Haufenveränderlicher Ältere Bezeichnung für RR-Lyrae-Sterne, da diese bevorzugt in Kugelsternhaufen gefunden wurden. (HLD 8.2010)

 

Hauptminimum Bedeckungsveränderliche zeigen während einer Periode zwei Minima. Das Hauptminimum (auch Min I) entsteht wenn der schwächere Begleitstern den helleren Hauptstern bedeckt. Analog dazu entsteht das Nebenminimum (Min II) wenn der Hauptstern den schwächeren Begleiter bedeckt. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

Hauptreihe Ein Gebiet im HRD. Ein leicht S-förmig gebogenes Band welches sich von den heißen leuchtkräftigen O-Sternen bis zu den kühlen und leuchtschwachen M-Sternen quer durch das HRD zieht. Auf der Hauptreihe befinden sich ca. 90% aller Sterne. (HLD/HR 9.2009)

 

HD-Nummer Nummer eines Sterns im Henry-Draper-Katalog. Dieser ist zwischen 1918 und 1924 entstanden und beinhaltet Position und Spektraltyp von 225300 Sternen. Im RB 4/2008 S. 265 letzte Zeile wurde die Harvard-Designation mit HD-Nummer bezeichnet, was nicht gebräuchlich ist. (BR/HR/GR 11.2008)

 

Heliakischer Auf-/Untergang Bezeichnet den Zeitpunkt an dem ein im Osten aufgehender bzw. im Westen untergehender Himmelskörper letztmals in der Dämmerung erkennbar ist. Neben der

scheinbaren Helligkeit und der Dämmerungsdauer ist insbesondere der Winkelabstand zur Sonne entscheidend. (HLD 8.2011)

 

Heliozentrischer Zeitpunkt und heliozentrische Korrektur Bei Helligkeitsmessungen, Minima-/Maxima-bestimmungen oder anderen Ereignissen rechnet man den Zeitpunkt so um, als ob vom Sonnenmittelpunkt aus beobachtet würde. Immerhin benötigt das Licht von der Sonne zur Erde bis zu 8,3 Minuten. Der heliozentrische Zeitpunkt ist daher der Zeitpunkt eines Ereignisses bezogen auf den Sonnenmittelpunkt. Den Zeitbetrag hierfür nennt man „heliozentrische Korrektur“ oder „Lichtzeitkorrektur“, abgekürzt „HK“. (BR/HR/GR 2.2009)

 

Helligkeit, absolute Die Helligkeit mit der uns ein Stern erscheint, ist sowohl von seiner tatsächlichen Leuchtkraft als auch von seiner Entfernung abhängig. Um tatsächliche Helligkeiten zu vergleichen wurde die absolute Helligkeit eingeführt, die definiert ist als die scheinbare Helligkeit aus einer Einheitsentfernung von 10 parsec ( rund 32,6 Lichtjahre). Dabei zeigt sich, das die meisten Sterne einen absoluten Helligkeitsbereich von ca. –9 mag bis +17 mag überdecken. Unsere Sonne (scheinbare Helligkeit –26,7 mag) erschiene aus 10 pc Entfernung nur als Stern von 4,8 mag. (HLD 4.2010)

 

Hertzsprung Progression Ein Phänomen in den Lichtkurven einiger Cepheiden. Ab einer Periodenlänge von 6...7d zeigt sich ein Buckel („Bump“) auf dem absteigenden Ast der Lichtkurve. Dieser Buckel wandert mit zunehmender Periode nach links und fällt bei einer Periodenlänge von 10...11d mit dem Maximum zusammen. Bei längeren Perioden wandert der Bump den aufsteigenden Ast hinab wo er bei Periodenlängen von über 20d verschwindet. (HLD 2.2011)

 

Hertzsprung–Russell–Diagramm Das Hertzsprung–Russell–Diagramm, kurz HRD, zeigt grob die Entwicklungs-verteilung der Sterne. Wird dazu die absolute Helligkeit (bzw. Leuchtkraft) gegen den Spektraltyp (bzw. Temperatur) aufgetragen, erhält man bei einer genügenden Anzahl von Eintragungen charakteristische linienartige Häufungen die man als Reihen oder Äste bezeichnet. (HLD/HR 9.2009)

 

HESS High Energy Stereoscopic System. Ein Verbund von derzeit vier abbildenden Cherenkov-Teleskopen zur Untersuchung kosmischer Gammastrahlung. Die Teleskope befinden sich in der Nähe des Gamsbergs in Namibia, jeweils 120 Meter voneinander entfernt. HESS ermöglicht zum einen die gleichzeitige Beobachtung von Luftschauern, die durch Wechselwirkungen der hochenergetischen kosmischen Strahlung mit der Erdatmosphäre erzeugt werden, als auch die Zusammenschaltung aller Teleskope um die Detektionsfläche zu erhöhen. (HLD 5.2012)

 

Hipparcos (HIgh Precision PARalax COllecting Satellit) Astrometrischer Satellit. Erstellte zwischen 1989 und 1993 einen Positions- und Eigenbewegungskatalog mit bis dahin unerreichter Genauigkeit von 120.000 Sternen. (HLD/HR 9.2009)

 

HRD Abkürzung für den Begriff Herzsprung-Russell-Diagramm (siehe dort). (BR/HR 11.2008)

 

HST campaign Hubble Space Teleskop Programm. (BR/HR/GR 2.2009)

Inklination Der Winkel einer Bahn zu einer Referenzebene, im Falle von Doppelsternen zur Sichtlinie. Nur wenn ein Bedeckungsveränderlicher eine Inklination von nahe 90° hat, ist die Bedeckung zentral. (HLD 2.2010)

 

Instabilitätsstreifen Der Instabilitätsstreifen ist ein schmaler, im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) senkrecht verlaufender Streifen, in dem Pulsationsveränderliche liegen. Er erstreckt sich von den hellsten Cepheiden bis hinunter zu pulsierenden weißen Zwergen (ZZ-Ceti-Sterne). Auch die RR-Lyrae-Sterne, Delta-Scuti-Sterne sowie Zwergcepheiden liegen darin. Alle Veränderlichentypen im Instabilitätsstreifen pulsieren aufgrund des Kappa- Mechanismus. Die unterschiedlichen Typen ergeben sich, da Sterne verschiedener Massen, chemischer Zusammensetzung und unterschiedlichen Alters im Verlauf ihrer Entwicklung den Instabilitätsstreifen an verschiedenen Stellen durchlaufen. (HLD 6.2011)

 

Interferenzfilter Engbandige Filter welche nur einen bestimmten Wellenlängenbereich passieren lassen. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

Intrinsic Variable ("innerlich Veränderliche") Zu dieser Gruppe gehören alle Sterne deren Veränderlichkeit auf innere physikalische Prozesse beruht. Dazu gehören die eruptiven, die pulsierenden, die kataklysmischen und die Röntgendoppel-Sterne. Siehe auch Extrinsic Variable. (HLD 11.2011)

 

IR-Sperrfilter Das Filter sperrt die vorhandenen, oft unerwünschten ultravioletten und infraroten Strahlen, die sich störend auf das Bild auswirken können, aus. (BR/HR 11.2008)

 

Irisblendenphotometer Misst die Schwärzung einer Photoplatte durch eine das Licht regulierende verstellbare Blende. Durch eine Ausmessung der Schwärzung und mit Hilfe von Eichsternen kann

die Helligkeit eines Sterns auf der Photoplatte ermittelt werden. Dies war in vordigitalen Zeiten die genauste Methode zur Bestimmung von Sternhelligkeiten, wurde aber mittlerweile durch die CCD Technik fast völlig verdrängt. (HLD 12.2010)

Jets Jets sind gerichtete Gasströme, die in akkredierenden Systemen sowohl kleinskalig, z.B. in Protosternen, als auch überdimensional in aktiven galaktischen Kernen, häufig vorkommen. Nur ein Teil der Materie in der Akkretionsscheibe erreicht das Objekt, der andere Teil strömt senkrecht zur Rotationsebene vom Akkretor weg. Die Kollimation wird vermutlich durch Magnetfelder verursacht. Siehe auch Akkretionsscheibe (HLD 4.2010)

KAIT Katzman Automatic Imaging Telescope. Ein 30 Zoll vollautomatisches Teleskop des Lick Observatoriums in Kalifornien. Es wird hauptsächlich für die Suche nach Supernovaes eingesetzt. (HLD/HR 9.2009)

 

 Kappa – Mechanismus Der Kappa – Mechanismus (κ-Mechanismus) ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsänderungen von einigen Pulsationsveränderlichen beschreibt. Dieser Mechanismus kann in Kraft treten, wenn die Opazität der ionisierten Heliumschicht, einige hunderttausend km unter der Sternoberfläche, durch zufällige Störungen mit zunehmender Temperatur ansteigt. In dieser Zone steigt die Absorption von Strahlungsenergie wodurch sich diese Zone ausdehnt bis die Opazität wieder abnimmt und die Schicht zurückschwingt. Dies geschieht über die Ruhelage hinaus wodurch der Prozess von neuen beginnt. (HLD/HR 11.2009)

 

Kepler Satellit Ein im März 2009 von der NASA gestartetes Weltraumobservatorium welches sich in einer heliozentrischen Umlaufbahn befindet und dessen primäre Aufgabe die Entdeckung von Exoplaneten ist. Kepler ist ein Schmidtteleskop mit einem Durchmesser von 1.4 m und einer freien Öffnung von 0.95 m. Kepler photometriert permanent 145.000 Hauptreihensterne um Exoplaneten mittels der Transitmethode zu entdecken. Neben 2300 Exoplanetenkandidaten, davon über 200 mit erdähnlicher Masse, wurden auch über 2100 klassische Bedeckungsveränderliche entdeckt. (HLD 9.2012)

 

Kompaktes Objekt In der Astrophysik wird ein Objekt dann als kompakt bezeichnet wenn seine Schwerebeschleunigung relativistisch wird, d.h. sein gravitativer Einfluss auf seine Umgebung nicht mehr nach der Newtonischen Mechanik sondern nach der allgemeinen Relativitätstheorie berechnet werden muss. Dies ist im allgemeinen bei einer Fallbeschleunigung von ca. 10% der Lichtgeschwindigkeit ( 0.1c) der Fall. Weiße Zwergsterne, Neutronsterne und schwarze Löcher (Kollapsare) sind kompakte Objekte. (HLD 8.2010)

Lagrange Punkte Joseph-Louis Lagrange konnte 1772 beweisen, dass es in einen eingeschränkten Dreikörperproblem, bei dem der dritte Körper eine vernachlässigbare Masse hat, fünf Punkte im Raum gibt, an denen sich die Gravitationskräfte und die Fliehkräfte gegenseitig aufheben. In der Praxis haben besonders die Punkte L4 und L5 Bedeutung, die sich 60° vor bzw. hinter dem den Zentralkörper umlaufenden Körper befinden. Hier findet man bei einigen Planeten, insbesondere Jupiter, die sogenannten Trojanerplanetoiden. (HLD 2.2012)

 

Lithium Linie Spektrallinie bei 670,8 nm. Lithium fusioniert schon bei geringen Temperaturen und ist daher bei älteren Sternen im Spektrum nicht mehr nachweisbar. Ein gebräuchlicher Indikator für junge Sterne und Nicht-Fusoren (z.B. Exoplaneten). (HLD/HR 9.2009)

 

LKDB Lichtenknecker-Database of the BAV. (BR/HR 11.2008)

 

Lorentz Kraft Eine Kraft, die ein magnetisches oder elektrisches Feld auf eine elektrische Ladung ausübt. Benannt ist sie nach dem Physiker und Mathematiker Hendrik Anton Lorentz. Die Bezeichnung ist allerdings uneinheitlich. Während die Lorentzkraft im engeren Sinne von magnetischen Feldern auf bewegte Ladungen ausgeübt wird, wird gelegentlich noch die Coulombkraft unterschieden, die von elektrischen Feldern auf unbewegte Ladungen wirkt. (HLD 9.2012)

Markarian Galaxienkatalog Kürzel Mrk oder auch FBS (für First Byurakan Survey). Ein 1989 erschienener Katalog von 1469 Galaxien mit UV Excess. Der Katalog enthält alle Arten aktiver Galaxien wie z.B. vom Typ Seyfert, LINERS, Quasare und BL-Lac-Objekte, vereinzelt auch veränderliche Sterne, die als AGN klassifiziert wurden. (HLD 5.2012)

 

mas Milliarcsecond. Eine tausendstel Bogensekunde. (HLD 12.2010)

 

McNeil Nebel Ein von dem amerikanischen Amateur Jay McNeil 2004 entdeckter veränderlicher Reflektionsnebel im Orion. (HLD/HR 9.2009)

 

mmag Millimagnitude. Eine tausendstel Magnitude. (HLD 12.2010)

 

Mount Stromlo Observatorium Mit 1,88 m ehemals größtes Teleskop der Südhemisphäre und Sitz der Research School of Astronomy and Astrophysic der Australian National University. Das Observatorium selber, gegründet 1924, verlor schon in den 1960er Jahren durch zunehmende Lichtverschmutzung an Bedeutung und wurde weitgehend durch das Siding-Spring Observatorium ersetzt. 2003 wurde es durch Buschbrände größtenteils zerstört, der Wiederaufbau begann 2004. (HLD 8.2011)

Nebenminimum Siehe Hauptminimum (oben) (HLD/HR/GR 4.2009)

 

Nichtradiale Pulsatoren Die meisten Pulsationsveränderlichen zeigen radiale Pulsationen, d.h. die Sternmaterie bewegt sich gleichsam nach innen oder außen. Einige Typen zeigen jedoch ausschließlich oder zusätzlich nichtradiale Pulsationen. Dabei handelt es sich um transversal über die Oberfläche des Sterns laufende Wellen, die durch Druckdifferenzen (Schallwellen) angetrieben werden (p-Modus) oder durch Auftriebskräfte verursacht werden (g-Modus). (HLD 4.2010)

 

Normalmaximum bzw. Normalminimum Das liegt vor, wenn man die Messungen eines Zeitraumes mehrerer Perioden auf den Zeitraum einer Periode zusammenführt (reduziert) und dann das Maximum bzw. Minimum ableitet. Das ist innerhalb der BAV bei Delta-Cephei-Sternen üblich. (BR/HR/GR 2.2009)

 

NSV New Catalogue of Suspected Variable Stars. (BR/HR 11.2008)

 

NSVS Northern Sky Variability Survey (BR/HR/GR 2.2009)

 

Nullepoche Lichtwechselelemente geben an, welche Periode ein Veränderlicher hat und von welchem beobachteten Minimum oder Maximum an diese Periode anzuwenden ist. Dieses beobachtete Minimum oder Maximum nennt man Ausgangs- oder Nullepoche, meist mit „E0“ abgekürzt. Es sollte erwähnt werden, dass diese Angabe oft kein beobachtetes Minimum, sondern das Ergebnis einer Ausgleichsrechnung ist. (BR/HR/GR 2.2009)

oEA Neue Untergruppe der Bedeckungsveränderlichen. Es handelt sich um pulsierende, Masse akkredierende Hauptreihensterne der Spektraltypen B bis F in halbgetrennten Algolsystemen („oscillating Eclipsing Binaries Type Algol“) (HLD 2.2011)

 

OEJV Open European Journal on Variable Stars. (BR/HR 11.2008)

 

OGLE Optical Gravitational Lensing Experiment. Hauptaufgabe des von der Universität Warschau betriebenen Projektes ist die Suche nach Massive Compact Halo Objects (Machos) mittels Microlensingeffekten, welche in großer Zahl im galaktischen Halo vermutet werden. Nebenbei wird OGLE auch zur Suche nach Exoplaneten eingesetzt. Die frei zugängliche photometrische Datenbank erweist sich auch als eine Fundgrube für z.T. unentdeckte Veränderliche Sterne. (HLD 11.2012)

 

O’Connel-Effekt Er tritt bei Bedeckungsveränderlichen auf, wenn aufgrund von Lichtreflexionen an einer Komponente das Hauptmaximum nach dem Hauptminimum etwas heller ist. (BR/HR 11.2008)

p-Modus Siehe Nichtradiale Pulsatoren (HLD 4.2010)

 

Paarinstabilitätssupernova Pair instability supernova (PISN). Modell einer Kernkollapssupernova zur Erklärung des Hypernovaphänomens. Extrem massereiche Sterne mit verschwindend geringen Mengen schwerer Elemente bei denen nach dem Kohlenstoffbrennen ein Prozess der Paarinstabilität einsetzt und sich hochenergetische Photonen in Elektron – Positron Paare umwandeln und dadurch eine gravitative Instabilität auftritt. Bei einer PISN entsteht kein kompakter Überrest, der Stern wird vollständig zerrissen. Die freiwerdenden Energien liegen mit bis zu 10⁴⁶ Joule um etwa den Faktor 100 über denen einer gewöhnlichen Kernkollapssupernova, das Ereignis wird als Hypernova bezeichnet. Vorläufersterne müssen die hypothetischen Population III Sterne sein, die fast ausschließlich aus primordialen Elementen bestehen und deutlich massereicher sein können als heutige Sterngenerationen. Der PISN-Mechanismus könnte eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schweren Elementen gespielt haben. (HLD 2.2013)

 

Pan-STARRS Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System. Ein auf Hawaii im Aufbau befindliches Teleskopsystem zur kontinuierlichen Überwachung des Sternhimmels. Es soll aus vier jeweils 1,8 m Teleskopen bestehen. First Light des ersten Prototyps PS1 war im Juni 2006. Bei den Teleskopen, die ein drei Grad großes Gesichtsfeld erreichen, werden auch neuartige Technologien zur Verringerung der Seeingeinflüsse verwendet. Hauptsächliche Aufgabe von Pan-STARRS ist die Überwachung des erdnahen Raums und die Suche nach potentiell gefährlichen Asteoriden und Kometen. (HLD 9.2012)

 

PDM Phase Dispersion Minimization. Ein mathematisches Verfahren zur Datenanalyse um in einer Zeitreihenmessung periodische Anteile zu ermitteln. Sie findet sehr häufig in Periodensuchprogrammen ihren Einsatz. Vereinfacht wird dabei mittels wiederholten Ausprobierens von Schätzperioden die Daten in Abschnitte die der Länge der Schätzperiode entsprechen zerteilt und überlagert. (HLD 11.2012)

 

Periastron Siehe Apsidendrehung (HLD 2.2010)

 

Phase Um innerhalb des Periodenbereiches der Helligkeitsänderung eines Veränderlichen Zeitpunkte eindeutig festlegen zu können, wird die Länge bzw. Dauer einer Periode mit dem Wert „1“ festgelegt und die Phase ist dann ein Zeitpunkt, der in Anteilen dieser Periode angegeben wird, also immer eine Dezimalzahl zwischen Null und Eins. (BR/HR/GR 2.2009)

 

Population Eine von Walter Baade 1944 eingeführte Klassifikation der Sterne nach ihrer Metallizität. Die ursprüngliche Einteilung nach Population I und II wurde mittlerweile verfeinert und ergänzt. Sterne der Population I sind relativ jung, haben einen hohen Anteil schwerer Elemente und befinden sich in Scheibengalaxien wie der Milchstrasse hauptsächlich in den Spiralarmen. Population II Sterne haben einen geringeren Anteil schwerer Elemente („Metalle“), sind typischerweise über 6 Milliarden Jahre alt und befinden sich bevorzugt im galaktischen Halo, im galaktischen Bulge und in den Kugelsternhaufen. Die hypothetischen Population III Sterne müssten sich direkt nach dem Urknall aus den primordialen Elementen (H und He) gebildet haben und nahezu metallfrei sein. Bis heute wurden allerdings noch keine Population III Sterne entdeckt. Man geht davon aus dass sie aufgrund ihrer großen Massen in Form von Paarinstabilitätssupernovae endeten und dabei die schweren Elemente erzeugten. (HLD 11.2012)

 

POSS Die erste Palomar Observatory Sky Survey wurde in den Jahren 1950-57 erstellt (POSS I), später um die Southern Sky Survey und POSS II ergänzt. Es ist die am häufigsten genutzte Fotoplattensammlung, die auch in digitalisierter Form vorliegt. (BR/HR 11.2008)

 

Präzession Lat. Praecedere = voranschreiten. Die Präzession ist die Richtungsänderung der Achse eines rotierenden Körpers, wenn äußere Kräfte ein Drehmoment auf ihn ausüben. Durch die Trägheit der rotierenden Masse bewirkt eine Krafteinwirkung eine Ausgleichsbewegung durch die die Neigung seiner Achse senkrecht zur Krafteinwirkung ausweicht. Die Achse beschreibt durch diese Bewegung einen Kegelmantel. Die Präzession ist bei vielen astronomischen Objekten direkt oder indirekt beobachtbar. So zeigt auch die Erde, bedingt durch die Gravitationskräfte von Sonne und Mond eine Präzession, deren kompletter Umlauf ca. 26.000 Jahre dauert. (HLD 2.2011)

QPO Quasi-periodische Oszillationen. Objekte die im Millisekunden bis Minutenbereich quasiperiodische Intensitätsschwankungen zeigen. Das Phänomen wird erklärt durch einen instabilen Akkretionsfluss auf ein kompaktes Objekt das zur Anregung von lokalen Störungen, den so genannten Blobs, führt. Diese Störungen können eine Zeit lang mit einer charakteristischen Frequenz schwingen und wieder verschwinden. (HLD 8.2010)

 

Quanteneffizienz Bei Photoempfängern, z. B. photografische Platte oder CCD, bezeichnet die Quanteneffizienz (QE) bei einer bestimmten Lichtwellenlänge das Verhältnis von Elektronen, die zum Photostrom beitragen, zur Anzahl der eingestrahlten Photonen. Während photografische Emulsionen eine QE von ca. 0,1%...3% besitzen, erreicht ein CCD Detektor ca. 80%. (HLD 12.2010)

Riesenast Gebiet im HRD. Ein Ast welcher von der Hauptreihe beim Spektraltyp F nach rechts oben (kühlere Temperaturen und größere Leuchtkräfte) abzweigt. (HLD/HR 9.2009)

 

Roche-Grenze Edouard Albert Roche berechnete 1850 das ein Himmelskörper der einen Hauptkörper umkreist eine bestimmte Entfernung nicht unterschreiten darf, um nicht durch die Gezeitenkräfte zerrissen zu werden. Ursache ist der Umstand, dass die Anziehungskraft auf der dem Hauptkörper zugewandten Seite größer ist als auf der abgewandten Seite. Die dabei entstehenden inneren Spannungen überschreiten unterhalb der Roche-Grenze die Gravitationskräfte, die den Körper zusammenhalten. Die Roche-Grenze gilt allerdings nur für Festkörper, die von ihren eigenen Gravitationskräften zusammengehalten werden und deren mechanische Festigkeit vernachlässigt werden kann. Somit gilt sie z.B. für Planetenmonde, nicht aber für künstliche Satelliten. (HLD 2.2012)

 

ROTAT Remote Observatory Theoretical Astrophysics Tuebingen. Ein von der Uni Tübingen betriebenes Observatorium in der Haute Provence, Frankreich. Hauptteleskop ist ein 60 cm f/3.5 Cassegrain. Das Teleskop kann vollständig über das Internet gesteuert werden. Auch Amateurastronomen können Beobachtungszeit beantragen. (HLD 12.2010)

 

RV-Tauri-Sterne sind pulsierende gelbe Überriesen, deren Lichtwechsel durch abwechselnd flache und tiefe Minima bei runden Maxima charakterisiert wird. Ihre Spektralklassen sind F...G im Maximum bis K oder M im Minimum. RV Tauri Lichtkurven zeigen eine Form die an einen ß-Lyrae-Stern erinnert, jedoch mit spitzen Maxima. Nach einiger Zeit vertieft sich das Nebenminimum und wird zum Hauptminimum. Der GCVS unterteilt die Subtypen RVa, deren mittlere Helligkeit sich nicht ändert und RVb, der eine mittlere Helligkeitsänderung mit einer Periode von 600...1500d zeigt. Die Indizes a und b werden im Gegensatz zu allen anderen Typen und Subtypen im GCVS klein geschrieben um Verwechselungen mit der Klassifikation nach Preston (1963) zu vermeiden. Diese kennt die Subtypen RVA1 (Population I Sterne mit TiO- Absorbtionslinien im Minimum), RVA2 (Population I Sterne ohne TiO-Linien im Minimum), RVB (Spektraltyp Fp, Population I) und RVC (Fp Typ, Population II). Die Preston-Klassifikation bezieht sich ausschließlich auf das Spektrum und nicht auf die Lichtkurve. (HLD 6.2011)

S&T Sky and Telescope. Eine monatlich erscheinende englischsprachige astronomische Zeitschrift. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

SAAO South African Astronomical Observatory. Diese Einrichtung der National Research Foundation wurde 1972 von der CSIR und der SERC aus Großbritannien gemeinsam gegründet. Zu den Hauptteleskopen gehört auch das Southern African Large Telescope (SALT) welches mit 11 Metern Durchmesser zu den größten Teleskopen der Welt gehört. (HLD 11.2011)

 

Saturation Sättigung. Jedes Pixel auf einem CCD Chip kann nur eine bestimmte Menge Elektronen sammeln die von den Photonen aus einen Energieverbund herausgeschlagen werden. Ist die Grenze erreicht tritt keine weitere Verstärkung des Signals auf. Man spricht von Sättigung. Siehe auch ABG. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

SDSS Sloan Digital Sky Survey. Eine seit 1998 laufende Himmelsdurchmusterung in sechs Farben die einmal 25% des Himmels überdecken soll. (HLD/HR 9.2009)

 

Seyfertgalaxien sind eine Untergruppe der aktiven galaktischen Kerne (→AGN) deren Spektren charakteristische Emissionslinien mit oft starker Dopplerverbreiterungen zeigen die auf stark beschleunigte Gase von bis zu 10.000 km/s hinweisen. Seyfertgalaxien vom Typ 2 zeigen nur schmale Linien von ca. 1.000 km/s Breite, Typ 2 zeigt zusätzlich einige breite Linien von bis zu 10.000 km/s Breite. Aufgrund eines vereinheitlichen Modells aller AGN geht man heute davon aus, dass die unterschiedlichen Erscheinungsformen hauptsächlich vom Sichtwinkel des Beobachters abhängen. (HLD 5.2013)

 

Simbad Astronomische Datenbank mit Daten, Identifikations- und Literaturhinweisen, sowie Messungen an Objekten außerhalb unseres Sonnensystems beim CDS. (BR/HR/GR 2.2009)

 

Sonneberger Plattenarchiv Das Plattenarchiv der Sternwarte Sonneberg umfasst ca. 300 000 photographische Aufnahmen des Himmels über Sonneberg aus dem Zeitraum 1923 bis heute. Es handelt sich dabei um die weltweit zweitgrößte Sammlung photografischer Himmelsaufnahmen. Das Archiv wurde mittlerweile größtenteils digitalisiert. (HLD/HR 11.2009)

 

SQM Sky Quality Meter. Ein von der Firma Unihedron hergestelltes Instrument zur Messung der Himmelshelligkeit. Durch eine Sammellinse werden etwa 20° des Himmels erfasst, ein eingebauter Sensor gibt die Nachthimmelshelligkeit in Magnituden pro Quadratbogensekunde an. Dadurch sind bessere vergleichende Beobachtungen möglich, da die sonst üblichen Schätzungen nach der „faintest star“-Methode oder der Bortle-Skala sich als sehr subjektiv erweisen. (HLD 11.2013)

 

ST6 Starstracker 6 CCD Kamera der Santa Barbara Instrument Group (SBIG). Enthält den TC 241 Chip mit  375*242 Pixeln. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

Standardfelder Über den Himmel verteilte kleine Felder in denen die Positionen, Helligkeiten und Farben der Sterne mit großer Genauigkeit gemessen wurden. Sie dienen zur Kalibrierung eigener Messungen. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

Superhumps SU UMa Sterne, eine Unterklasse der Zwergnovae, zeigen neben normalen Ausbrüchen sog. Superhumps. Diese sind wesentlich länger und ca. 30% heller als normale Ausbrüche. Die Periode der Superhumps ist einige Prozent länger als die Orbitalperiode des Systems, die genauen Ursachen sind noch unklar. (HLD/HR 11.2009)

 

SuperWASP Super Wide Angle Search for Planets. Ein europäisches Projekt zur vollautomatischen Suche nach extrasolaren Planeten. Es besteht aus zwei autonomen Observatorien auf La Palma und in Südafrika. Jeweils acht Teleobjektive photometrieren in jeder klaren Nacht ca. 50000 Sterne und suchen nach Exoplaneten mittels der Transitmethode. (HLD 11.2011)

 

Symbiotischer Stern Symbiotische Sterne (griech. Symbion: „zusammenleben“) sind Doppelsterne, bestehend aus einem Riesenstern und einem weißen Zwergstern. Charakteristisch ist ihr „zusammengesetztes“ Spektrum bestehen aus Absorbtions und Emissionslinien. Im Gegensatz zu den kataklysmischen Veränderlichen überschreitet der Riesenstern nicht sein Rochevolumen, es findet kein überfließen der Materie statt. Statt dessen akkrediert der Zwergstern den Teilchenwind des Riesen. (HLD 4.2010)

TAROT Télescope à Action Rapide pour les Objets Transitoires. Ein von der ESO betriebenes, vollautomatisches 25cm f/3.5 Newtonteleskop zur Untersuchung von Gamma Ray Bursts (GRB). Es befindet sich am Calern Observatorium in Frankreich. Das Teleskop kann nach der Entdeckung eines GRBs innerhalb von Sekunden die Position anfahren und den genauen Ort im Sub-Bogensekundenbereich messen. (HLD 12.2010)

 

Transitmethode Auch Durchgangsmethode. Eine indirekte Nachweismöglichkeit für extrasolare Planeten (Exoplaneten). Falls die Bahn eines Exoplaneten so im Raum liegt, dass er aus Sicht der Erde vor seinem Zentralstern vorbeizieht, kommt es zu Bedeckungen, die durch hochpräzise Photometrie nachweisbar sind. Die Amplituden sind allerdings sehr gering. So verursacht ein jupitergroßer Planet um einen sonnenähnlichen Stern einen Helligkeitsabfall von ca. 1%. (HLD 8.2011)

 

TrES Trans-atlantic Exoplanet Survey. Ein Projekt zur Exoplanetensuche. Drei 10 cm -Teleskope bilden das amerikanische Gegenstück zum SuperWASP Projekt. (HLD 11.2011)

 

TTV Transit Timing Variations. Der Transit eines umlaufenden Körpers sollte nach den Keplerschen Gesetzen ein periodisches Ereignis sein. Zeitliche Variationen können auf Störungen durch einen dritten Körper hinweisen. Durch Messungen der TTV konnten schon viele sonst nicht nachweisbare Körper nachgewiesen werden. (HLD 11.2011

USNO B1.0 Ein vom U.S. Naval Observatory erstellter astrometrischer Sternkatalog mit über eine Milliarde Einträgen. Die gegebenen Helligkeiten gelten aber als ungenau. Oft zitiert wird auch der USNO A2.0 Katalog, ein Vorgänger des B1.0, mit  „nur“ ca. 500 Millionen Einträgen. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

v sin i Ein Problem bei der Messung der Rotationsgeschwindigkeit eines Sterns liegt in der meist unbekannten Orientierung der Rotationsachse des Sterns. Bei einer Sicht direkt auf den Pol würde man keinerlei Dopplerverschiebung der Spektrallinien messen, während man die volle Rotationsgeschwindigkeit messen würde, wenn die Drehachse senkrecht zur Blickrichtung steht. Man misst also nur das Produkt der äquatorialen Rotationsgeschwindigkeit und dem Sinus des Winkels i zwischen der Blickrichtung und der Drehachse. Der Sinus eines Winkels ist kleiner oder gleich 1, so dass man immer nur eine untere Grenze der wahren Rotationsgeschwindigkeit erhält. (HLD 9.2012)

 

VdSJ Journal der Vereinigung der Sternfreunde (VdS). Dreimonatlich erscheinende Mitgliederpublikation mit Beiträgen aus den einzelnen Fachgruppen, auch der BAV als Fachgruppe „Veränderliche“ der VdS. (HLD/HR/GR 4.2009)

 

VizieR Datenbank astronomischer Kataloge beim CDS. (BR/HR/GR 2.2009)

W-UMa-Untertypen Bedeckungsveränderliche vom Typ W UMa werden in zwei Unterklassen eingeteilt: Beim A-Typ entspricht das Hauptminimum der Bedeckung des größeren Sterns (Transit-Minimum), beim W-Typ wird der kleinere Stern total bedeckt (Okkulations-Minimum). (HLD 2.2010)

 

WISE Wide-field Infrared Survey Explorer. Ein im Dezember 2009 gestarteter NASA Satellit zur Durchmusterung des Himmels im Infrarotbereich mit weitaus höherer Empfindlichkeit als die Vorgängermission IRAS. WISE beobachtete bei den Wellenlängen um 3.3, 4.7, 12 und 24 µm. Im Februar 2011 wurde WISE nach dem aufbrauchen des Wasserstoffs, der zur Kühlung der Sensoren gebraucht wurde, abgeschaltet. (HLD 5.2012)

X;Y;Z (Massenhäufigkeiten) Die chemische Zusammensetzung von Sternatmosphären wird häufig mit den Kürzeln X, Y und Z in Bruchteilen von Eins angegeben. Dabei steht X für Wasserstoff (H), Y für Helium (He) und Z für alle weiteren Elemente („Metalle“). Sonnenähnliche Sterne haben eine übliche Zusammensetzung von X=0.70, Y=0.28, Z=0.02). Anomalien kommen jedoch vor, besonders während gewisser Phasen der Sternentwicklung. (HLD 8.2011) Zurück zum Alphabet z Maß der kosmologischen Rotverschiebung. Durch die allgemeine Expansion des Universums erscheinen elektromagnetische Wellen gedehnt (Doppler-Effekt), und zwar umso mehr, je weiter ein Objekt entfernt ist. „z“ berechnet sich durch z = (λ_beobachtet - λ₀) / λ₀ (HLD 4.2010)