Als Abendstern wird der Planet Venus bezeichnet, wenn er am Abend
nach Sonnenuntergang in westlichen Richtungen zu sehen ist. Die Venus steht
dann östlich von der Sonne und geht nach ihr unter. Die Venus erscheint uns als ein sehr auffälliger, weisser Stern, der alle anderen an Helligkeit bei weitem übertrifft. Siehe auch Morgenstern.
Aberration
Die Aberration ist eine Verschiebung des Ortes eines Gestirns gegenüber dem geometrischen Ort infolge der endlichen
Lichtlaufzeit.
Erklärung: Jeder kennt den Effekt, dass man den Regenschirm schräg stellen muss, wenn man im Regen läuft. Da wir uns z.B. um die Sonne bewegen, müssen wir unser Teleskop genau wie den Regenschirm etwas gegenüber der Verbindungslinie Stern - Fernrohr neigen.
Der Stern wäre in unserem Bild vom Regen die regnende Wolke, der Regen das Licht, der Schirm das Fernrohr und der Läufer die Erde. In der Praxis muss das Fernrohr aber um weniger als einer Bogenminute gegenüber der geometrischen Verbindungslinie Fernrohr - Objekt gekippt werden. Anm. Die Aberration des Lichts muss genaugenommen mit Hilfe der
speziellen Relativitätstheorie behandelt werden. Sie ist also in ihren Details nicht ganz harmlos.
Aberration stellare
Als stellare Aberration bezeichnet man den Unterschied zwischen der Richtung eines Lichtstrahls für einen relativ zur Sonne ruhenden und einen sich mit der Erde bewegenden Beobachter.
Brechkraft
Die Brechkraft einer Linse ist das Reziproke der Brennweite, also eins geteilt durch die Brennweite. Sie wird in dpt (Dioptrie) angegeben.
Brennweite
Die Brennweite f ist die Distanz von einer Linse oder eines Spiegels, in der das Bild eines unendlich weit entfernten Gegenstandes zu liegen kommt. Für einen sphärischen Spiegel mit Krümmungsradius r gilt: f=r/2
Für eine Linse aus einem Glas der Brechzahl n und den Krümmungsradien r1 und r2 gilt näherungsweise:
1/f = (n-1)*(1/r1 + 1/r2)
CCD
Diese modernen Bildaufnehmerchips (CCD = Charge Coupled Device) werden zunehmend ein wichtiges Instrument des ernsthaften Amateurs. Kernstück einer CCD Kamera ist ein Raster aus lichtempfindlichen Halbleiterelementen (Pixeln), aus denen die Photonen aufgrund des Photoeffekts (Einstein erhielt für die Erklärung dieses nur mit Quantenmechanik beschreibbaren Effekts den Nobelpreis) Elektronen auslösen. Deren Anzahl ist Proportional zur Lichtstärke, besser gesagt zur Anzahl einfallender Photonen. Das bedeutet auch, dass ein CCD keinen Schwarzschildeffekt aufweist. CCD Kameras eignen sich besonders zum Nachweis lichtschwacher Objekte, denn ihre Quantenausbeute kann bis zu 80% betragen. Etwas vereinfacht gesprochen bedeutet eine Quantenausbeute von 80%, dass nur jedes fünfte Photon verpasst wird.
Dämmerung
Die Dämmerung ist ein Zeitintervall, das dem Sonnenaufgang vorangeht bzw. dem Sonnenuntergang folgt. Dabei gelten folgende Definitionen (Abmachungen):
Sonnenaufgang ist bei einer Sonnenhöhe von 0.8 Grad unter dem geometrischen Horizont, da die Lichtbeugung in der Atmosphäre die Sonne früher aufgehen läßt, als sie das ohne Lufhülle tun würde.
Bürgerliche Dämmerung herrscht, solange die Sonne zwischen 0.8 und 6 Grad unter dem Horizont ist.
Nautische Dämmerung entspricht einer Sonnenhöhe von 6 bis 12 Grad unter dem Horizont.
Ist die Sonne zwischen 12 und 18 Grad unter dem Horizont, so spricht man von astronomischer Dämmerung.
Deep-Sky
Als «Deep-Sky Objekt» oder einfach auch nur «Deep Sky» werden Himmelsobjekte jenseits des Sonnensystems und der nächst gelegenen Sterne bezeichnet, also Galaxien, Nebel und Sternhaufen. Dieser Begriff wird vor
allem für eine Sparte der visuell beobachtenden Amateurastronomie verwendet.
Deklination
Als Deklination wird der Winkelabstand eines Himmelskörper vom Himmelsäquator bezeichnet. Die Deklination ist eine der beiden Koordinaten zur Festlegung der Position von Gestirnen auf der Himmelskugel.
Die Deklination kann als geographische Breite der Himmelskugel gesehen werden.
Dioptrie
Die Brechkraft einer Linse ist das Reziproke der Brennweite, also eins geteilt durch die Brennweite. Sie wird in dpt (Dioptrie) angegeben.
Dobsonian
Bei einem Dobsonian handelt es sich um ein preiswertes, azimutal montiertes Teleskop, meist des Typs Newton. Es wurde bewusst auf jeden rein für die visuelle Beobachtung von Deep-Sky-Objekten unnötig erscheinenden Luxus wie schwere parallaktische Montierung, Feintriebe, elektrische Nachführung und dergleichen verzichtet. Es gibt zwei grob unterscheidbare Variationen: Kartontubus-Dobsonian und Gitterrohrtubus-Dobsonian.
Fokalebene
Jeder Brennpunkt eines Fernrohr- oder Fotoobjektives liegt in der Fokalebene. Sie liegt bei den meisten Fernrohrtypen rechtwinklig zur optischen Achse, stellt jedoch meist keine Ebene dar, sondern ist mehr oder weniger gekrümmt.
Grössenklasse
Die Astronomen geben die Helligkeit eines Sterns
in Grössenkassen an. Klasse 0 sind die allerhellsten, z.B. die Vega,
6 die noch knapp von blossem Auge sichtbaren Sterne und ein Stern 12. Grösse ist gerade noch mit kleineren Amateurteleskopen erkennbar. Wenn der Astronom von (Stern-) Grössen spricht, meint er meistens ihre Helligkeit und nicht ihren Durchmesser. Offizielle Definition nach V. Pogson:
Verhalten sich die mit einem Photometer gemessenen Strahlungsströme zweier Sterne wie S1/S2, so ist die Differenz ihrer scheinbaren Helligkeit m1 - m2 = -2.5log(S1/S2). Beispiel: Ein Unterschied von 5 Grössenklassen bedeutet, dass S1 100x schwächer leuchtet als S2.
Helikopter-Okular
Dies ist ein Ausdruck, welcher in der Amateurastronomen - Szene entstand. Man versteht darunter ein langbrennweitiges Okular, welches einen so unangenehm grossen Augenabstand besitzt, dass der Beobachter zuerst eine kreisende Kopfbewegung über der Augenlinse des Okulars machen muss, bis er die Austrittspupille und somit das Bild gefunden hat.
Interferometrie
Simultane Beobachtung einer Strahlungsquelle mit mehreren unabhängigen Teleskopen. Aus der Überlagerung der Einzelbeobachtungen lässt sich die räumliche Struktur der Quelle mit hoher Auflösung rekonstruieren.
Katadiopter
So wird ein Teleskop bezeichnet, bei welchem die Abbildung sowohl durch
Linsen wie auch Spiegel erzielt wird. Meist dient das Linsensystem zur
Korrektur der Abbildungsfehler des Spiegelsystems. Die verbreitetsten Teleskope mit katadioptrischer Optik sind: Maksutov, Gregory, Schmidt-Cassegrain und Schmidt-Kamera.
Kontaktlinsen-Okular
Dieser Begriff entstammt der Szene der Amateurastronomie und meint
ein kurzbrennweitiges Okular, welches einen so geringen Augenabstand besitzt, dass man praktisch die Hornhaut des Augapfels auf die Linse des Okulars pressen muss, um das gesamte Bildfeld überblicken zu können.
Linsenformel
Die Linsenformel sagt aus, daß
1/(Brennweite) = 1/(Gegenstandsweite) + 1/(Bildweite)
ist. In der Astronomie ist die Gegenstandsweite unendlich, so daß das Bild einen Sterns die Distanz der Brennweite von der Linse (Refraktor) oder vom Spiegel (Spiegelteleskop nach Newton) hat.
Montierung
Als Montierung wird das Gestell oder Stativ bezeichnet, auf das ein Fernrohr gesetzt wird. Man unterscheidet zwischen azimutaler Montierung und parallaktischer Montierung. Beim ersten Typ kann das Fernrohr horizontal nach links und rechts und lotrecht rauf und runter bewegt werden. Die Fernrohre auf Aussichtspunkten sind so aufgestellt. Die parallaktische Montierung wird der Himmelsäquator zum Horizont. Das Fernrohr wird also so gekippt, daß die Achse um die horizontal gedreht wurde nicht mehr senkrecht nach oben zeigt, sondern zum Himmelspol. Die Vorteile für die Himmelsbeobachtung sind, daß einerseits die Himmelskoordinaten direkt eingestellt werden können und andererseits nur eine Achse bewegt werden muß, um die scheinbare tägliche Bewegung der Gestirne nachzuführen.
Objektivprisma
Zur Gewinnung von Sternspektren mit Amateurinstrumenten werden manchmal Prismen aus Glas vor das Objektiv montiert. Aufgrund der Dispersion des Glases wird der Stern nicht mehr als ein Punkt auf der Film- bzw. CCD-Ebene sondern als ein regenbogenartiger Strich abgebildet, der die wichtigsten Absorptionslinien in Sternspektren oder die Emissionslinien eines planetarischen Nebels zeigt.
Öffnungsverhältnis
Das Öffnungsverhältnis berechnet sich zu Teleskopbrennweite
geteilt durch Objektivdurchmesser.
Refraktion
Fachbegriff für Beugung.
In der Astronomie wird dabei die Krümmung des Lichtstrahls beim Durchgang durch die gegen den Boden immer dichter werdende Atmosphäre verstanden. Deshalb ist die beobachtete Horizonthöhe eines Gestirns größer als die geometrische Höhe. Die Stärke der Refraktion hängt von der Horizonthöhe (Elevation) und dem Zustand der Atmosphäre ab.
Rektaszension
Die Rektaszension ist eine der Koordinaten um den Ort von Gestirnen am Sternenhimmel zu bezeichnen. Sie ist der Winkel zwischen Frühlingspunkt und dem Punkt, wo der Meridian durch einen Himmelskörper den Himmelsäquator schneidet. Sie wird ostwärts entlang dem Himmelsäquator in Stunden, Minuten und Sekunden gemessen, wobei 24 Stunden 360° entsprechen. In der Geographie entspricht ihr die geographische Länge.
Schärfentiefe
Wer mit einem Fernrohr Fotos machen möchte, will den Film möglichst im Brennpunkt (Fokus) des Teleskops haben. Der Brennpunkt ist jedoch ein geometrischer Punkt ohne Ausdehnung. Man braucht also ein Mass, um zu wissen wie Nahe man diesem Brennpunkt kommen muss, um noch ein scharfes Bild eines Sterns zu erhalten. Wenn man einen Kreis mit Durchmesser d vorgibt, mit dessen Ausdehnung ein Stern höchstens abgebildet werden darf, so darf man maximal um d * Brennweite/Objektivdurchmesser nach vorne oder hinten vom Brennpunkt abweichen. Wenn d die Ausdehnung eines CCD-Pixels von 9 Mikrometern ist und die Brennweite 2 m bei 20 cm Objektivdurchmesser beträgt, so darf der CCD Chip höchstens 90 Mikrometer vor oder hinter dem Brennpunkt stehen.
Schwarzschildeffekt
Mit diesem Effekt wird eine für die Astrofotografie leider unangenehme Eigenschaft der fotografischen Filme beschrieben. Danach nimmt die Filmempfindlichkeit während der Belichtung exponentiell ab. Nur ganz spezielle mit Wasserstoffgas behandelte, sogenannt hypersensibilisierte Filme verlieren selbst bei stundenlanger Belichtung nicht oder kaum an Empfindlichkeit.
Seeing
Turbulenzen in der Atmosphäre führen zu leicht unterschiedlichen Ausbreitungsrichtungen des Lichts, das in einem Teleskop über eine grössere Fläche gesammelt wird. Durch die Summe verschmiert sich das Bild. Punktförmige Lichtquellen erscheinen im Teleskop als vibrierende Flecken, Planetenoberflächen erscheinen verschmiert. Dieser Effekt wird Seeing (sprich: Sie-ing) genannt.
Der Durchmesser des Seeing-Scheibchens kann besser als eine Bogensekunde sein und bei turbulenter Luft auf mehr als 10 Bogensekunden anwachsen. Bei einem kleinem Seeing-Scheibchen (bei einer ruhigen Atmosphäre ohne grosse, sich rasch verändernde Turbulenzen) sprechen Amateurastronomen von einem guten Seeing: Das Bild im Teleskop ist ruhiger und es sind mehr Details auf Planetenoberflächen zu erkennen.
Es sind verschiedene Skalen für das Seeing in Gebrauch, z.B. diejenige von Eugene Antoniadi und der Association of Lunar and Planetary Observers (ALPO). In der Skala von Antoniadi I bezeichnet perfekt ruhige Bilder selbst bei grosser Vergrösserung während bei V bereits bei kleiner Vergrösserung nur verschmierte Bilder erkennbar sind. Bei ALPO entspricht 9-10 perfekten Seeing-Bedingungen und 1-2 sehr schlechten Bedingungen.
Sterninterferometer
Das Sterninterferometer nach Michelson besteht aus zwei Spiegelöffnungen. Das durch diese Öffnungen aufgenommene Sternlicht wird durch weitere Optik zur Interferenz zusammengeführt. Am Erdboden können so z.B. Abstände von Doppelsternen bis 0.01 Bogensekunden gemessen werden, bei Spiegelabständen in der Grössenordnung 100 m. Dieses Verfahren wird auch Amplituden-Interferometrie genannt.
Tagbogen
Der Tagbogen ist die scheinbare Bahn eines Gestirns vom Aufgangspunkt bis zum Untergangspunkt.
Vertikalkreise
Alle Grosskreise der Himmelskugel um den Beobachter, die durch
Zenit und Nadir laufen, heissen Vertikalkreise. Sie schneiden den
Horizont senkrecht.
Yolo
Spezielle Klasse von Schiefspiegler-Teleskopen.
Informationen zu diesem Teleskoptyp gibt es auf der Home Page der
Fachgruppe Yolo der
SAG.
Zenitteleskop
Das Zenitteleskop ist ein wissenschaftliches Instrument zur Messung von Differenzen in der Zenitdistanz von Sternen oder zur Messung der Koordinaten des Zenits zu einem bestimmten Zeitpunkt.
