Zirkumpolare Sternbilder

Ist euch auch schon einmal aufgefallen, dass ihr von eurem Zuhause aus manche Stern oder gar komplette Sternbilder das ganze Jahr über sehen könnt?

Es gibt insgesamt 88 Sternbilder, die über den Sternenhimmel wandern. Einige davon sind teilweise oder auch komplett zirkumpolar. Dies bedeutet, dass sie z.B. nur auf der Norhalbkugel oder der Südhalbkugel zu sehen sind und somit an einem bestimmten Ort auf der Erde niemals untergehen.

Nehmen wir ein Beispiel: 
Wir befinden uns in Deutschland auf der Nordhalbkugel der Erde. Von hier aus gesehen wäre z.B. das Sternbild „Ursa Major“ – besser bekannt als „Großer Bär“ oder „Großer Wagen“ – zirkumpolar. Es geht somit für uns nie unter und wir können es in jeder Nacht, das ganze Jahr hindurch komplett sehen.

Wie kommt so etwas zu Stande?
Die Sternbilder ziehen in scheinbaren Kreisbahnen über den Nachthimmel. Ist die Deklination (Erhebungswinkel über dem Himmelsäquator) nun größer als 90 °, ist das Sternbild für die Nordhalbkugel zirkumpolar und wird somit auf der Südhalbkugel niemals zu sehen sein.

Gleichzeitig bedeutet dies, dass ein Sternbild für die Südhalbkugel zirkumpolar ist, sobald die Deklination – 90 ° beträgt. Diese Sternbilder sind folglich auf der Nordhalbkugel nie zu sehen.

Alle anderen Sternbilder, die zwischen diesen Positionen liegen schneiden den Horizont und gehen mal auf und mal unter, sind also zeitweise auf beiden Erdhalbkugeln zu sehen.

Vom Nordpol aus gesehen sind also alle sichtbaren Sternbilder zirkumpolar,  gleiches gilt wenn man am Südpol stehen würde. Befindet man sich am Äquartor, gibt es keine zirkumpolaren Sternbilder.

Merke
Desto näher man sich ein einem der Pole befindet, desto größer ist die Anzahl der zirkumpolaren Sterne/Sternbilder.

Zirkumpolare Sternbilder auf der Nordhalbkugel:
# Andromeda (lat. Andromeda) (teilweise)
# Bärenhüter (lat. Bootes) (teilweise)
# Drache (lat. Draco)
# Eidechse (lat. Lacerta) (teilweise)
# Fuhrmann (lat. Auriga) (teilweise)
# Herkules (lat. Hercules) (teilweise)
# Giraffe (lat. Camelopardalis)
# Großer Bär/Großer Wagen (lat. Ursa Major)
# Kassiopeia (lat. Cassiopeia)
# Kepheus (lat. Cepheus)
# Kleiner Bär/Kleiner Wagen (lat. Ursa Minor)
# Luchs (lat. Lynx) 
# Perseus (lat. Perseus) (teilweise)
# Schwan (lat. Cygnus) (teilweise)


Sternbilder auf der Südhalbkugel (teilweise zirkumpolar)
(in Europa nicht sichtbar):

# Chamäleon (lat. Chamaeleon)
# Fliege (lat. Musca)
# Fliegender Fisch (lat. Volans)
# Kleine Wasserschlange (lat. Hydrus)
# Netz (lat. Reticulum)
# Oktant (lat. Octans)
# Paradiesvogel (lat. Apus)
# Südliches Dreieck (lat. Triangulum Australe)
# Tafelberg (lat. Mensa)
# Tukan (lat. Tucana)
# Zirkel (lat. Circinus)

Schwarze Löcher

Lange galt die Existenz von schwarzen Löchern als umstritten. Indirekte Beobachtungen deuteten jedoch auf deren Vorhandensein hin, somit gelten sie heute als existent.

Der deutsche Astronom Karl Schwarzschild, sagte die Existenz des sogenannten „Schwarzschild-Radius“ voraus. Ist ein Stern nach seinem Kollaps im Radius kleiner als der „Schwarzschild-Radius“ ist ein schwarzes Loch entstanden. Der Rest dieses Sterns strahlt nun kein Licht mehr ab, wird somit für den Beobachter unsichtbar.

Aber wie beweist man ein Objekt, was man eigentlich nicht sehen kann?
Forscher beobachteten die Umgebung von schwarzen Löchern (zumindest dort, wo sie diese vermuteten), in der sich einige Dinge abspielen, die auf die schwarzen Schwerkraftfallen hinweisen. Vorbeiziehendes Licht wird z.B. in einem bestimmten Winkel abgelenkt. Objekte, die vom schwarzen Loch angezogen werden, strahlen kurz vor ihrem Verschwinden Röntgenstrahlung aus, die sich ebenfalls messen lässt.

Man unterscheidet zwei Typen von schwarzen Löchern. Zum einen gibt es die, die bei einer Sternenentwicklung als Folge einer Supernova entstehen. Zum anderen gibt es supermassenreiche schwarze Löcher, die die millionen- bis milliardenfache Masse unserer Sonne haben. Diese schwarzen Löcher vermutet man in den Zentren der meisten Galaxien. Es gibt viele Phänomene die darauf hindeuten, z. B. konnten Forscher die Bahnen von Sternen verfolgen, die sich um das schwarze Loch unserer Milchstraße drehen.

Nova und Supernova

Grundlage für eine Nova bzw. eine Supernova ist ein Doppelsternsystem. Dies ist ein System, bestehend aus zwei Sternen, die gratifikativ aneinander gebunden sind, also einen gemeinsamen Mittelpunkt oder gar sich selbst umkreisen. Wenn einer dieser beiden Sterne ein „Weißer Riese“ ist und sich nah genug an seinem Partner befindet, kann er von diesem Materie übernehmen. Auf seiner Oberfläche wird es extrem heiß und ein hoher Druck wird aufgebaut. Wird dieser Druck zu groß, kommt es zu einer Kernreaktion. Der „Weiße Zwerg“ schleudert seine Hülle mit enormer Geschwindigkeit ins All – die Nova ist entstanden. Danach beginnt der Prozess von vorne, so dass es mehrere Nova in einem Doppelsternensystem geben kann. Eine Supernova ist eine weitaus stärke Kernreaktion. Sie kann so hell werden, dass sie das Licht einer ganzen Galaxie überstrahlt. Sie kann auf zwei Arten entstehen. Ebenso wie eine Nova kann eine Supernova entstehen, wenn ein „Weißer Zwerg“ in einem Doppelsternsystem von seinem „Partner“ Materie absaugt. Gelangt nun zu viel Materie auf den „Weißen Zwerg“, werden bei der Explosion nicht nur die äußeren Hüllen weggeschleudert, sondern der gesamte Stern explodiert. Auch können Supernova entstehen, wenn massenreiche Sterne ihre äußeren Hüllen ins Weltall schleudern. Man geht davon aus, dass zb. der Krebsnebel der Überrest einer Supernova ist, die bereits im Jahre 1054 von chinesischen Astronomen erwähnt wurde.

Das Leben eines Sterns

Ein Stern ist eine selbstleuchtende Gaskugel.

Der Blick in den Nachthimmel verrät uns sofort, dass nicht alle Sterne gleich sind. Einige leuchten heller, andere kann man gerade noch so mit bloßem Auge erkennen. Manche erscheinen uns rötlich, andere bläulich oder auch weiß.

Die Geburt eines Sterns erfolgt aus einer Molekülwolke. Ein Teil dieser Wolke kollabiert und wird so heiß, dass sie nukleare Brennprozesse zündet – der Stern ist geboren.

Sterne leuchten, weil in ihrem Inneren ein chemischer Prozess stattfindet. Wasserstoff verbrennt zu Helium. Dieser Zustand hält für etwa 10 Milliarden Jahre an.

Danach ist nicht mehr genug Wasserstoff da, um den chemischen Prozess aufrecht zu erhalten. Der Stern bläht sich auf – etwa auf das Zehn- bis Tausendfache des Sonnendurchmessers. Seine Oberfläche kühlt sich gleichzeitig auf etwa 2.000 – 4.000 Grad ab. In diesem Stadium werden die Sterne als „Rote Riesen“ bezeichnet.

Irgendwann wirft der Rote Riese seine äußeren Hüllen ab (aus denen planetarische Nebel entstehen). Er ist dann wieder viel kleiner, da nur noch der innere Kern übrig ist. Jetzt bezeichnet man den Stern als „Weißen Zwerg“. In diesem Stadium der Entwicklung sind die Sterne sehr massenreich, jedoch etwa nur so groß wie ein Planet.

Der Weiße Zwerg, der nach Abwurf der Außenhülle eine Oberflächentemperatur von knapp 10.000 Grad hat, kühlt langsam aus, da in seinem inneren keine chemischen Prozesse mehr stattfinden.

Er verblasst immer mehr, bis er letztendlich zu einem schwarzen Zwerg wird – der Stern ist gestorben.

Genau diesen Lebensweg gehen alle Sterne, die am Himmel leuchten, ebenso wie unsere Sonne. Wenn diese zu einem „Roten Riesen“ wird, wird sie die inneren Planeten Merkur und Venus verschlingen, so dass die Erde der innerste Planet des Sonnensystems wird. Leben ist jedoch zu diesem Zeitpunkt bereits keins mehr auf der Erde möglich, da unsere Atmosphäre bereits verdampft ist und der blaue Planet einer brennenden Wüste gleicht.

Weitaus dramatischer ist das Leben eines sehr massenreichen Sterns. Diese Sorte Stern verbrennt seinen Wasserstoffvorrat innerhalb von wenigen Millionen Jahren. Er erzeugt immer schwerere Elemente, schleudert seine Außenhülle schließlich weit von sich und verdichtet sich immer mehr, bis er letztendlich in einer Supernova explodiert und je nach Masse einen Neutronenstern oder ein schwarzes Loch zurücklässt.

Stirbt ein Stern als Neutronenstern, ist seine Masse so sehr verdichtet, dass sie nur noch aus Neutronen besteht. Ein Stern so groß wie eine Erbse würde dann mehrere Millionen Tonnen wiegen. Diese Neutronensterne, werden auch Pulsare genannt. Sie können sich in wenigen Sekunden um die eigene Achse drehen und strahlen nur Licht in einem schmalen, kegelförmigen Strahl ab. Von der Erde aus können sie nur beobachtet werden, wenn dieser Lichtstrahl auf uns zeigt. Dieser Strahl erscheint dann in kurzen Impulsen, ähnlich wie bei einem Leuchtturm.

Die Milchstraße - unsere Heitmatgalaxie

Unsere Heimatgalaxie – die Milchstraße – ist ca. 13,6 Milliarden Jahre alt. Sie hat eine Größe von durchschnittlich 100.000 Lichtjahren. Man kann sie als schwaches Lichtband am Nachthimmel erkennen.

Früher war man der Annahme, dass die Milchstraße eine Spiralgalaxie mit vier Hauptarmen (Cygnusarm, Perseusarm, Sagittariusarm und Orionarm) ist. Heute gilt sie jedoch als Balkenspiralgalaxie mit nur noch zwei Hauptarmen. Unser Sonnensystem liegt am Rand des Orionarms.

Um unsere Galaxie herum ist eine kugelförmige Sphäre, die man Halo nennt. Diese wiederum wird von einer Korona umschlossen, welche von dünnem Wasserstoffplasma gebildet wird.
Im Zentrum des Milchstraßensystems wird ein schwarzes Loch vermutet. Dies ergibt sich aus Messungen mit Radioteleskopen. Dieser Punkt wird als Sagittarius A bezeichnet, da er sich im Sternbild Schütze (Sagittarius) befindet. Um dieses Schwarze Loch herum befindet sich eine starke Anhäufung von Sternen, eine Tatsache, die die Theorie über das schwarze Loch als Zentrum der Milchstraße bestätigt. Forscher vermuten, dass unsere Galaxie durch einen Kollaps einer großen Gaswolke entstanden ist.

In der Milchstraße existieren etwa 100 Milliarden Sterne, die sich alle gemeinsam mit den Spiralarmen um das Zentrum drehen. Hierbei erreicht unser Sonnensystem etwa eine Geschwindigkeit von 220 – 260 Kilometern pro Sekunde. Die Rotationgeschwindigkeit der Körper innerhalb der Milchstraße ist unterschiedlich. Sie steigt von der Mitte aus stark an und fällt dann nach außen hin langsam wieder ab. Die Sterne, die näher am Zentrum liegen, erreichen weitaus höhere Geschwindigkeit als beispielsweise die Sternhaufen, die in der äußeren Halo liegen. Würde diese Drehbewegung der einzelnen Körper nicht existieren, würde die Milchstraße in einigen 100 Millionen Jahren in sich zusammenfallen.

In den Spiralarmen der Milchstraße bilden sich auch jetzt immer noch neue Sterne. Dies ist die Heimat der jungen Sterne, welche allesamt sehr massenreich sind. Im Halo hingegen liegen die älteren Sterne, die sehr massenarm sind.

Die Sonne umkreist das galaktische Zentrum des Milchstraßensystems in einem Abstand von 25.000 bis 28.000 Lichtjahren und benötigt hierfür eine Zeit von 220 bis 240 Millionen Jahre.

Hierbei bleibt das Zentralgestirn unseres Sonnensystems nicht auf einer geraden, störungsfreien Bahn, sondern wippt auf und ab, wobei es etwa alle 34 bis 37 Millionen Jahre die Scheibe des Milchstraßensystems durchquert. Dieser Zeitraum ist nahezu gleich mit den geschichtlichen Massenaussterben der Erde. Dies lässt sich eventuell durch stärkere Gratifikationsfelder in der Nähe der Scheibe erklären, die ein verstärktes Komentenvorkommen im Inneren Sonnensystem verursachen. Um hierüber aber klare, belegbare Aussagen zu treffen, sind die betreffenden Perioden noch nicht genau genug bekannt.

Die Milchstraßengalaxie wächst ständig, da sie Zwerggalaxien, die sich in ihrer Nähe befinden, mit ihren Gezeitenkräften „auseinanderreißt“ und sich diese dann „einverleibt“. Zuletzt ist dies mit den Zwerggalaxien „Canis-Major-Zwerg“ (ca. 25.000 Lichtjahre Entfernung) und Sagittarius-Zwerggalaxie (ca. 50.000 Lichtjahre Entfernung) geschehen bzw. geschieht gerade (mit der zuletzt genannten Zwerggalaxie).

Die Andromedagalaxie und das Milchstraßensystem bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von 120 km / s aufeinander zu. Zu einem Zusammenstoß und einer damit verbundenen Verschmelzung beider Galaxien wird es lt. Mutmaßungen wahrscheinlich in drei Milliarden Jahren kommen. Beide Galaxien werden dann eine neue, größere Galaxie bilden.

Nebelarten

Nebel
Nebel sind Ansammlungen von Staubteilchen im Weltall, die durch bestimmt Umstände leuchten bzw. zum Leuchten gebracht werden. Man unterscheidet verschiedene Arten von Nebeln.

Reflexionsnebel

Diese Nebel sind sehr lichtschwach. Der in der Nähe befindliche Stern hat eine zu niedrige Oberflächentemperatur, um den Nebel selbst zum Leuchten zu bringen. Jedoch gelangt sein Licht zu den Staubteilchen und strahlt diese an. Reflexionsnebel entstehen bei der Geburt von Sternen und sind nichts anderes als Materie, die nicht „aufgebraucht“ wurde. Ein Beispiel für Reflexionsnebel sind Teile der Orion-Nebel.

Emissionsnebel

Emissionsnebel werden durch die starke Strahlung der benachbarten Sterne zum selbstleuchten angeregt. Sie bestehen zum Großteil aus Wasserstoff und Anteilen aus Helium, Sauerstoff oder Kohlenstoff. Auch hierfür dient als Beispiel der Orion-Nebel, der in einigen Teilen Reflexions- und in den anderen Teilen Emissionsnebel ist.

Dunkelwolken

Als Dunkelwolken bezeichnet man sternenleere Gegenden der Milchstraße. Diese Staubpartikel werden von nirgendwo her angestrahlt und verwehren zudem einen Blick auf hinter ihnen liegende Objekte. Ein Beispiel hierfür bietet ein Bereich im sogenannten „Pferdekopf-Nebel“.

Planetarische Nebel

Diese Nebel sind die Nebel, die entstehen, wenn ein Stern stirbt und zwar just in diesem Moment, wo er seine äußere Hüllen abstößt, welche noch mehrere 10.000 Jahre im All als planetarische Nebel zu sehen sind. Der Überrest des Sternes selbst regt diese Nebel zum Leuchten an. Ein Beispiel für einen solchen Nebel wäre der „Katzenaugennebel“.

Sternhaufenarten

Sternhaufen

Es gibt eine Menge Sterne, die aufgrund ihrer Gratifikationswirkung aneinander gebunden sind. Man fasst sie zu sogenannten Sternhaufen zusammen.

Hierbei unterscheidet man zwischen offenen Sternhaufen und Kugelsternhaufen. Die offenen Sternhaufen enthalten oft wenige (bis zu mehreren Hundert), sehr junge Sterne (zwischen mehreren Millionen und einer Milliarde Jahren). Diese Sterne gehören zur sogenannten Population 1. Da sich die offenen Sternhaufen auf der Hauptebene der Milchstraße befinden und sie dort erheblichen Gratifikationskräften ausgesetzt sind, werden sie nicht alt, da sie nach einiger Zeit auseinandergerissen werden. Ein bekanntes Beispiel für einen offenen Sternhaufen sind die „Plejaden.“

Die Kugelsternhaufen sind bis zu 15 Milliarden Jahre alt. Sie enthalten sehr viele (bis zu mehreren Millionen), ausschließlich alte Sterne. Sterne der Kugelsternhaufen gehören somit der Population 2 an. Ein bekannter Kugelsternhaufen ist M33, welcher im Sternbild Herkules liegt und bereits mit bloßem Auge als milchiger Fleck zu erkennen ist.

Es gibt auch noch sogenannte Bewegungshaufen, auch Sternenströme genannt. Die Sterne dieser Haufen bewegen sich alle in dieselbe Richtung, auf den selben Punkt zu, jedoch in einer unterschiedlichen Geschwindigkeit, so dass diese zumeist offenen Sternhaufen, immer mehr an Dichte verlieren.