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Das online-Lexikon der Astronomie von astronomie.info

Buchstabe B

Inhalt:

Sonnen (= Sterne) mit Oberflächentemperaturen zwischen 10'000 und 28'000 Kelvin und einem Farbindex zwischen 0.0 und - 0.31 werden als B-Sterne bezeichnet. Beispiel: Spika. Diese Sonnen sind leuchtkräftiger aber auch kurzlebiger als unsere Sonne. Siehe auch unter HRD.

Mit dem Kürzel B1950 bezeichnet man den Beginn des Besseljahrs 1950.
Definition: B1950 = JD 2433282.423 = Jan 0.923 (1950). Das Äquinoktikum dieses Zeitpunkts war lange gebräuchlich und ist deshalb in älteren astronomischen Werken wie Himmelsatlanten zu finden. Heute wurde B1950 durch J2000 abgelöst.

Der Weg eines Himmelskörpers im Raum. Dominiert die Schwerkraft eines großen Körpers in der Nachbarschaft, so kann die Bahn in der klassischen Physik nach Kepler und Newton durch Kelgelschnitte (Kreis, Ellipse, Parabel und Hyperbel) beschrieben werden.

In der Zeit als die ersten Asteroiden entdeckt wurden, entwickelte Karl Friedrich Gauss eine Methode zur Berechnung der Bahn eines neu entdeckten Asteroiden aus nur drei gemessenen Positionen. Die von Amateuren optisch oder fotografisch gewonnenen Positionen sind etwa eine Bogensekunde genau. Um mit dieser Genauigkeit brauchbare Ergebnisse zu erreichen, müssen die Beobachtungszeitpunkte einige Wochen auseinander liegen. Besser sieht es für Radarmessungen oder für aktiv sendende Raumsonden im Sonnensystem aus. Die Signallaufzeit gibt die Entfernung und die Dopplerverschiebung ergibt die Radialgeschwindigkeit des Raumfahrzeuges oder Asteroiden. Auch Rektaszension und Dekliation, die Position des Objekts auf der Himmelskugel, lassen sich aus dem Radarecho gewinnen. Aufgrund der täglichen Erddrehung zeigt die Radialgeschwindigkeit und damit die Frequenz des empfangenen Signals eine 24-Stunden-Schwankung. Die Amplitude dieser Schwankung hängt von der Deklination ab. Die Phase dieser Signalschwankung (berechenbar z.B. aus dem Zeitpunkt maximaler Frequenzänderung) hängt von der Rektaszension ab. Die erreichte Genauigkeit ist weit besser als eine Bogensekunde, so das zusammen mit der zusätzlich verfügbaren Distanz eine Bahnbestimmung rascher und genauer gelingt als mit optischen Methoden.

Mit nur sechs Angaben kann jede halbwegs stabile Umlaufbahn eines Körpers um die Sonne bestimmt werden. Diese Angaben sind: Zeitpunkt des Perihel-Durchganges [y m d.d], Perihelion-Distanz [AU], Perihelion-Argument [°], Länge des aufsteigenden Knotens [°], Neigung der Umlaufbahn zur Ekliptik [°] und Exzentrizität der Umlaufbahn.

Bahnstörungen sind Abweichungen von der reinen Zweikörperbewegung, die durch die Schwerkraft eines dritten Körpers verursacht werden. Ihre theoretische Grundlage ist Newtons Gravitationsgesetz. Durch die Beobachtung der Störung der Uranusbahn konnte die Position des Planet Neptun berechnet und aufgrund dieser Berechnungen tatsächlich gefunden werden.

Nach dem Schweizer Lehrer Johann Balmer benannte Serie von Spektrallinien des Wasserstoffspektrums. Sie liegen im sichtbaren Bereich des Spektrums und sind damit auch Amateurastronomen zugänglich.
Es sei n die Hauptquantenzahl der tieferen, m die Hauptquantenzahl der höheren Bahn, d.h. das Elektron springt von n nach m durch Absorption von Licht oder von m nach n unter Abstrahlung von Licht einer für das Paar (n,m) charakteristischen Wellenlänge.

Name	Vakuumwellenlänge (nm)	Hauptquantenzahlen n, m
H alpha	656.5 (rot)	n = 2, m = 3
H beta	486.3 (blau)	n = 2, m = 4
H gamma	434.2 (blau-violett)	n = 2, m = 5
H delta	410.3 (violett)	n = 2, m = 6
H epsilon	397.1 (violett)	n = 2, m = 7
:	:	:
Kontinuum (Balmersprung)	364.7 (UV)	n = 2, Ionisierung

Es handelt sich dabei um den Stern mit der schnellsten Eigenbewegung am Himmel. Sie beträgt etwa 10" pro Jahr. Die rote M5 Zwergsonne in 5.9 Lichtjahren Entfernung ist nach dem alpha Centauri System und vor Wolf 359 der zweitnächste Stern. Auch Amateurastronomen können auf selbstgemachten Sternfeldaufnahmen die Eigenbewegung verfolgen.

(barycentric dynamical time, TDB)
die TDB ist der unabhängige Parameter für die Gleichungen der Ephemeridenrechnung. Die TDB bezieht sich auf den Schwerpunkt des Sonnensystems. Analog existiert eine auf den Schwerpunkt von Erde und Mond bezogene Zeitmessung. Die Zeitsysteme sind über Transformationen der allgemeinen Relativität miteinander verknüpft.

Fremdwort für Schwerpunkt: je nach Zusammenhang ist entweder der gemeinsame Schwerpunkt von Erde und Mond oder der Schwerpunkt des gesamten Sonnensystems gemeint.

Als Bedeckungsveränderlicher wird ein Stern bezeichnet, der periodische Lichtschwankungen aufweist, die dadurch erklärt werden, dass zwei Sonnen einander in engem Abstand umkreisen und sich von der Erde aus gesehen während einer Umlaufperiode wechselseitig bedecken.

Der Beleuchtungsdefekt ist der Winkelbetrag eines beobachteten Plantenscheibchens, der für einen Beobachter nicht beleuchtet ist.

Als Bindungsenergie wird diejenige Energie bezeichnet, die benötigt wird, um ein Teilchen aus einem System, in dem es gebunden ist, herauszulösen. Beispiel: Ihre Bindungsenergie an die Erde: Energie in Joule = 60 Mio. x ihr Körpergewicht. Diese Energie muss eine Rakete aufbringen, um Sie aus dem Schwerefeld der Erde zu transportieren.

Die Bodesche oder Bode-Titiussche Reihe ist eine sehr wahrscheinlich zufällige Beziehung zwischen den Abständen der Planeten Merkur bis Uranus von der Sonne. Die Regel wird durch die Formel
ausgedrückt; n hat der Reihe nach die Werte -inf,0, 1,2, 3,.. Setzt man diese Werte für n in die Formel ein, so erhält man die Abstände der Planeten in Millionen Kilometer, wobei sich aber für den Wert 3 kein Planet findet. Dieser Abstand von 420 Mio km liegt mitten im Planetoidengürtel. Die meisten Astronomen halten die Regel aber für zufällig.

Sie beschreibt die auf das ganze Spektrum bezogene Helligkeit eines Sterns.

Braune Zwerge sind Objekte, die schwerer als 10x die Masse des Jupiters = 1% der Sonnenmasse sind und zu leicht sind, um in ihrem inneren Kernfusionsreaktionen zu unterhalten. Die braunen Zwerge sind somit leichter als 8% der Masse der Sonne.

Die Brechkraft einer Linse ist das Reziproke der Brennweite, also eins geteilt durch die Brennweite. Sie wird in dpt (Dioptrie) angegeben.

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)

Die Brillianz der Planenten Merkur und Venus ist definiert mit dem Ausdruck Phase* Quadrat von (scheinbarer Durchmesser geteilt durch die Distanz).

24.03.2008 10:12 Uhr, Dr. Roland Brodbeck

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