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Lexikon

Astronomisches Lexikon
B...
B-Stern

Sonnen (= Sterne) mit Oberflächentemperaturen zwischen 10.000 und 28.000 Kelvin und einem Farbindex zwischen 0.0 und -0.31 (z.B. Spika). Solche Sterne sind leuchtkräftiger aber auch kurzlebiger als unsere Sonne.

B1950

Kürzel, zur Bezeichnung des Beginns 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.

Bahn

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.

Bahnbestimmung

von Karl Friedrich Gauss entwickelte Methode zur Berechnung der Bahn eines neu entdeckten Himmelskörpers aus nur drei gemessenen Positionen. Die gewonnenen Daten müssen etwa eine Bogensekunde genau sein und die Beobachtungszeitpunkte einige Wochen auseinander liegen, um brauchbare Ergebnisse zu erreichen. Bessere Ergebnisse lassen sich mit Radarmessungen oder für aktiv sendende Raumsonden erzielen. Aus der Signallaufzeit bzw. der Dopplerverschiebung lassen sich Entfernung bzw. Radialgeschwindigkeit des Objekts ermitteln und so eine genauereBahnbestimmung durchführen.

Bahnelemente

sechs charakteristische Angaben der Umlaufbahn eines Körpers um die Sonne, mit denen die Position des Objekts zu jedem Zeitpunkt relativ zum Zentralgestirn berechnet werden kann. Diese Angaben sind: Zeitpunkt des Perihel-Durchganges [y m d.d], Perihelion-Distanz [A.E.], Perihelion-Argument [°], Länge des aufsteigenden Knotens [°], Neigung der Umlaufbahn zur Ekliptik [°] und Exzentrizität der Umlaufbahn.

Bahnstörungen

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

Barnards Pfeilstern

etwa 5,9 Lichtjahre entfernter Stern von Typ M5. Dieses Objekt besitzt von allen beobachteten Sternen die schnellste Eigenbewegung am Himmel. Sie beträgt etwa 10 Bogensekunden pro Jahr. Nur das Alpha Centauri System und Wolf 359 befinden sich in geringerer Distanz zu uns. Die ungewöhnlich schnelle Eigenbewegung lässt sich auch von Amateurastronomen auf Sternfeldaufnahmen verfolgen.

Barlowlinse

nach dem Erfinder Peter Barlow benannte Zerstreuungslinse, die die Brennweite und somit die Vergrößerung eines Teleskops erhöht. Sie wird vor das Okular in den Okularauszug gesteckt. Übliche Barlowlinsen verdoppeln oder verdreifachen die effektive Brennweite eines Objektivs. Das Gegenteil einer Barlowlinse ist eine sogenannte Shapleylinse (Sammellinse), die die effektive Brennweite verkürzt. Handelsüblich werden sowohl Barlow- als auch Shapleylinsen mit Angaben wie '2x' oder '0,55x' angeboten. Dies bedeutet, dass die Brennweite verdoppelt oder mit dem Faktor 0,55 zu multiplizieren ist. Sinnvoll sind nur achromatische Barlowlinsen, da sie aus mehreren Linsen bestehen - so werden die bei jedem Durchgang durch eine einzelne Linse entstehenden Farbsäume um Sterne vermieden.

Baryzentrische Dynamische Zeit

= Barycentric Dynamical Time, Temp dynamique barycentrique (TDB). Die TDB bezieht sich als zweite dynamische Zeit auf den Mittelpunkt des Sonnensystems (Baryzentrum). Diese Zeit eliminiert auch die relativistischen Effekte aus dem Umlauf der Erde um die Sonne sowie der Gravitationswirkung von Sonne, Mond und den anderen Planeten. Die IAU hat beschlossen, die TDB auf Basis der Terrestrischen Dynamischen Zeit (TDT) zu berechnen und dabei die nur periodischen Terme zu berücksichtigen (Einflüsse der Sonnen-, Erd-, Mond- und Planetenbewegung sowie der Bewegung des Baryzentrums), und zwar unter Annahme der Gültigkeit der Einsteinschen Relativitätstheorien. Aus dieser Festlegung ergeben sich Abweichungen zwischen TDT und TDB von stets weniger als 5 Millisekunden.

Baryzentrum

Massen-Schwerpunkt (von griech. 'Schwerezentrum') eines Systems von zwei oder mehreren Himmelskörpern. Es ist der Ruhepunkt des Systems, um den die Körper sich bewegen (z. B. das Erde-Mond-System) und mit dem das System an der Bewegung in einem größeren System teilnimmt (z. B. Erde und Mond auf ihrer Bahn um die Sonne).

Bedeckungsveränderlicher

Stern, 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.

Beleuchtungsdefekt

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

Belichtungszeit

Zeit, die zur Belichtung einer fotografischen Emulsion bzw. eines CCD-Chips genutzt wird. In der Astrofotografie wird angestebt, möglichst viel Licht zu sammeln, da die meisten anzulichtenden Objekte recht lichtschwach sind. 

Bindungsenergie

Energie, die benötigt wird, um ein Teilchen aus einem System, in dem es gebunden ist, herauszulösen. Zum Beispiel beträgt die Bindungsenergie eines Menschen an die Erde in Joule in etwa das 60 Millionenfache des Körpergewichts. Diese Energie müsste eine Rakete aufbringen, um die Person aus dem Schwerefeld der Erde zu transportieren.

Bogenminute

Ein Sechzigstel eines Grades.

Bogensekunde

Ein Sechzigstel einer Bogenminute.

Bolometrische Helligkeit

Helligkeit eines Sterns bezogen auf das gesamte Spektrum.

Brauner Zwerg

kompaktes astronomisches Objekt, das eine Sonderstellung zwischen Planeten und Sternen einnimmt. Ein Brauner Zwerg besitzt eine Masse zwischen 13 und 75 Jupitermassen und ist daher zu leicht, um im Inneren Kernfusionsreaktionen zu unterhalten. Braune Zwerge sind massereicher als planetare Gasriesen und masseärmer als stellare Rote Zwergsterne. Zudem sind sie leichter als 8% der Masse der Sonne.

Brechkraft

charakteristische Größenangabe einer Linse, die angegeben wird als das Reziproke der Brennweite, also eins geteilt durch die Brennweite. Die Maßeinheit nennt sich dpt (Dioptrie).

Brennpunkt

Punkt, an dem ein Lichtstrahl in einem bestimmten Abstand zur Linse (Brennweite) scharf gebündelt wird. Ein optischer Spiegel oder eine Linse bündeln Licht.

Brennweite

Abstand der Linse zu ihrem Brennpunkt, in dem sie ihre gesamten Strahlen vereinigt; bei Siegelteleskopen analoges Maß für die Abbildungsgröße.

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