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Faszination Universum




Der Sternenhimmel, wie er mit einem Hobby-Teleskop zu sehen ist. Man kann schon damit einen Spiralnebel ausmachen.
Es ist nur eine Galaxie von undendlich vielen!



Beschreibung des 2. Bildes (JPG) auch HTML wird unterstützt



Start des Space shuttle Atlantis zur Mission STS-31, Aussetzen des Weltraum Teleskops HUBBLE.




Weitere Teleskope auf einer Erd-Umlaufbahn. Eines davon ist das SIRTF (= Space Infrared Telescope Facility), das im Gegensatz zu Hubble nicht optische Bilder liefert, sondern..."



"Mein Vater erklärt mir jeden Samstag unsere neun Planeten" hieß es, ein vermeintlich unsinnigen Text? Nein, es ist ein Merkspruch für eine Wortverbindung, und das ist die Auflösung, wie man sich die neun Planeten unseres Sonnensystems merken kann:
Mein -» Merkur
Vater -» Venus
erklärt -» Erde
mir -» Mars
jeden -» Jupiter
Samstag -» Saturn
unsere -» Uranus
neun -» Neptun
Planeten -» Pluto




Da werden Größenunterschiede zwischen den 5 terrestrischen Planeten Erde, Venus, Mars, Merkur und Pluto recht deutlich! Wie deutlich, ist an Hand der unten stehenden Tabelle zu ersehen! Die 4 außerterrestrischen Planeten sehen Sie im nächsten Bild!
Physikalische Daten der Planeten
Planet: Relative Masse (Erde= 1) mittlere Dichte [g/cm3] Äquator Ø in Km Rotationsperiode d= Tage h= Std. m= Min. s= Sek. Größter scheinbarer Durchmesser
Merkur 0.0553 5.44 4787 58.646 d 12‘‘
Venus 0.8150 5.24 12104 243.01 d 63‘‘
Erde 1.000 5.51 12756 23h 56m 4.1s -
Mars 0.1074 3.93 6794 24h 37m 22.7s 25‘‘
Jupiter 317.826 1.33 142796 9h 50m 50‘‘
Saturn 95.145 0.69 120536 10h 14m 20‘‘
Uranus 14.559 1.27 51118 17h14m 3.6‘‘
Neptun 17.204 1.66 49424 ~ 17h 2.5‘‘
Pluto 0.0025 2 2360 6d 9h 18m 0.2‘‘






'Mutter Erde' mit ihrem Trabanten, dem Mond.
Die Erde

Die Erde (von urgermanisch *erþo; griechisch ‚éra‘ ist der Heimatplanet der Menschheit und Millionen anderer Arten. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von 149,6 Millionen km zur Sonne ist sie der der Sonne am drittdichtesten gelegene Planet im Sonnensystem. Ihr Durchmesser beträgt über 12.700 km und sie ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt. Nach der vorherrschenden chemischen Beschaffenheit der Erde wird der Begriff der erdartigen (terrestrischen) oder auch erdähnlichen Planeten definiert.

Umlaufbahn

Gemäß dem ersten keplerschen Gesetz umkreist die Erde die Sonne auf einer elliptischen Bahn, die Sonne befindet sich in einem der Brennpunkte der Ellipse. Der sonnenfernste Punkt der Umlaufbahn, das Aphel, und der sonnennächste Punkt, das Perihel, sind die beiden Endpunkte der Hauptachse der Ellipse. Der Mittelwert des Aphel- und Perihelabstandes ist die große Halbachse der Ellipse und beträgt etwa 149,6 Mio. km. Ursprünglich wurde dieser Abstand der Definition der Astronomischen Einheit (AE) zugrunde gelegt, die als astronomische Längeneinheit hauptsächlich für Entfernungsangaben innerhalb des Sonnensystems verwendet wird.

Das Perihel liegt bei 0,983 AE (147,1 Mio. km) und das Aphel bei 1,017 AE (152,1 Mio. km). Die Exzentrizität der Ellipse beträgt also 0,0167. Der Perihel-Durchgang erfolgt um den 3. Januar und der Aphel-Durchgang um den 5. Juli. Für einen Sonnenumlauf benötigt die Erde 365 Tage, 6 Stunden, 9 Minuten und 9,54 Sekunden; diese Zeitspanne wird auch als siderisches Jahr bezeichnet. Das siderische Jahr ist 20 Minuten und 24 Sekunden länger als das tropische Jahr, das die Basis für das bürgerliche Jahr der Kalenderrechnung bildet. Die Bahngeschwindigkeit beträgt im Mittel 29,78 km/s, im Perihel 30,29 km/s und im Aphel 29,29 km/s; somit legt der Planet eine Strecke von der Größe seines Durchmessers in gut sieben Minuten zurück.

Zur inneren Nachbarbahn der Venus hat die Erdbahn einen mittleren Abstand von 0,28 AE (41,44 Mio. km) und bis zur äußeren Nachbarbahn des Mars sind es im Mittel 0,52 AE (78,32 Mio. km). Der Umlaufsinn der Erde ist rechtläufig, das heißt, dass sie sich entsprechend der Regel der Drehrichtung im Sonnensystem vom Nordpol der Erdbahnebene aus gesehen dem Uhrzeigersinn entgegengesetzt um die Sonne bewegt.

Die Bahnebene der Erde wird Ekliptik genannt. Die Ekliptik ist um gut 7° gegen die Äquatorebene der Sonne geneigt. Der Nordpol der Sonne ist der Erde am stärksten gegen Anfang September zugewandt, der solare Südpol wiederum gegen Anfang März. Nur um den 6. Juni und den 8. Dezember befindet sich die Erde kurz in der Ebene des Sonnenäquators.


Foto Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Wikipedia




Mars

Der Mars ist, von der Sonne aus gesehen, der vierte Planet in unserem Sonnensystem und der äußere Nachbar der Erde. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.

Der Mars ist mit einem Durchmesser von knapp 6800 km etwa halb so groß wie die Erde und nach Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von knapp 228 Millionen km ist er rund 1,5 mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.

Wegen seiner orange- bis blutroten Farbe wurde er nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt und wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet. Diese Färbung geht auf Eisen(III)-oxid-Staub (Rost) zurück, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat.

Er besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken).

Umlaufbahn

Der Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen Kilometern (1,38 AE bis 1,67 AE) in knapp 687 Tagen (etwa 1,9 Jahre) auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Die Bahnebene ist 1,85° gegen die Erdbahnebene geneigt.

Seine Bahngeschwindigkeit schwankt mit dem Sonnenabstand zwischen 26,50 km/s und 21,97 km/s und beträgt im Mittel 24,13 km/s. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0935. Nach der Umlaufbahn des Merkurs ist das die zweitgrößte Abweichung von der Kreisform unter allen Planetenbahnen des Sonnensystems.

Es ist jedoch bekannt, dass der Mars in der Vergangenheit im Gegensatz zu heute eine viel kreisförmigere Umlaufbahn hatte. Vor 1,35 Millionen Jahren betrug die Exzentrizität nur etwa 0,002. Das ist viel weniger als die der Erde heutzutage. Die Periode der Exzentrizität des Mars beträgt etwa 96.000 Jahre, verglichen mit der der Erde von 100.000 Jahren. Mars hat jedoch mit 2,2 Mio. Jahren noch einen längeren Zyklus der Exzentrizität, der die Periode mit den der 96.000 Jahre überlagert. In den letzten 35.000 Jahren wurde die Umlaufbahn aufgrund der gravitativen Kräfte der anderen Planeten geringfügig exzentrischer. Die minimale Distanz zwischen Erde und Mars wird in den nächsten 25.000 Jahren noch ein wenig geringer werden.

Asteroiden, die auf der Bahn des Planeten Mars laufen, gehören zur Gruppe der Mars-Trojaner. Sie befinden sich auf der Umlaufbahn des Planeten, wobei sie dem Planeten um 60° vorauseilen oder nachfolgen.

Rotation

Mars rotiert in rund 24 Stunden und 37 Minuten einmal um die eigene Achse. In Bezug auf seinen Lauf um die Sonne ergibt sich daraus ein Marstag von knapp 24 Stunden und 40 Minuten, der auch Sol genannt wird. Da die Rotationsachse des Planeten um 25° 12' gegen die Bahnebene geneigt ist, gibt es, wie auf der Erde, Jahreszeiten. Sie haben jedoch fast die doppelte Dauer der irdischen Jahreszeiten, da ihnen das Marsjahr mit 687 Tagen zugrunde liegt. Zudem sind sie unterschiedlich lang, da die Bahn des Mars um die Sonne elliptischer ist als die der Erde (siehe Jahreszeiten).

Die Rotationsachse weist zudem eine Präzessionsbewegung mit einer Periode von 170.000 Jahren auf. Aus diesem Wert, der mit Hilfe der Pathfinder-Mission festgestellt wurde, können die Wissenschaftler auf die Massenkonzentration im Inneren des Planeten schließen. Der marsianische Polarstern des Nordens ist Deneb (obwohl der eigentliche Pol etwas in die Richtung von Alpha Cephei zeigt).


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Venus

Die Venus ist mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von 108 Millionen km der zweitinnerste und mit einem Durchmesser von ca. 12.100 km der drittkleinste Planet des Sonnensystems. Sie zählt zu den vier erdähnlichen Planeten, die auch terrestrische oder Gesteinsplaneten genannt werden.

Venus ist der Planet, der auf seiner Umlaufbahn der Erdbahn mit einem minimalen Abstand von 38 Mio. km am nächsten kommt. Sie hat fast die gleiche Größe wie die Erde, unterscheidet sich aber in Bezug auf die Geologie und vor allem hinsichtlich ihrer Atmosphäre.

Nach dem Mond ist sie das hellste natürliche Objekt am Dämmerungs- oder nächtlichen Sternenhimmel. Da die Venus als einer der unteren Planeten morgens oder abends am besten sichtbar ist und nie gegen Mitternacht, wird sie auch Morgenstern sowie Abendstern genannt. Sie ist auch gut am Taghimmel beobachtbar, schon mit kleinen Fernrohren – und öfter sogar mit freiem Auge.

Umlaufbahn

Die große Bahnhalbachse der Venus misst 108.208.930 km; das ist der Abstand zwischen ihrem Schwerpunkt und dem gemeinsamen Schwerpunkt mit der Sonne, der wegen der in diesem Verhältnis sehr geringen Venusmasse fast mit dem Sonnenzentrum zusammenfällt. Dieser Abstand entspricht etwa 72,3 % des mittleren Erdbahnradius, also 0,723 Astronomischen Einheiten (AE). Der sonnennächste Punkt der Umlaufbahn, das Perihel, liegt bei 0,718 AE und ihr sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 0,728 AE. Daraus resultiert ein mittlerer Bahnabstand von rund 41 Mio. Kilometern (Minimum 38,3 Mio. km), so dass die Venus und die Erde die zueinander nächsten Planetennachbarn im Sonnensystem sind. Die Bahnebene der Venus ist 3,39471° gegen die Ekliptikebene der Erde geneigt. Die siderische Umlaufperiode der Venus – die Dauer eines Venusjahres – beträgt 224,701 Tage.

Die Umlaufbahn der Venus hat unter allen Planetenbahnen die geringste Exzentrizität. Die numerische Exzentrizität beträgt nur 0,0068; das heißt, dass die Abweichung der Planetenbahn von einer idealen Kreisbahn sehr gering ist. Die Venus hat also die kreisförmigste Bahn aller Planeten. Noch geringere Abweichungen von der Kreisform haben im Sonnensystem nur die Umlaufbahnen mancher Monde. Dafür ist die Neigung der Venusbahn gegen die Bahnebene der Erde mit etwa 3,4° nach der Inklination von Merkur (7,0°) mit am größten, wenn auch deutlich mäßiger. Rotation

Rotation

Die Rotation der Venus ist im Gegensatz zum sonst fast ausschließlich vorherrschenden Drehsinn der Eigendrehung und der Umlaufbewegung der Planeten und der meisten Monde rückläufig (retrograd). Gemäß der Definition der IAU ist der Nordpol eines Planeten derjenige, welcher auf der gleichen Seite der Planetenebene liegt wie der Nordpol der Erde[3]. Daher hat die Venus von deren Nordpol aus gesehen eine andere Drehrichtung, das heißt, auf ihr geht die Sonne im Westen auf und im Osten unter. Die Neigung der Rotationsachse wird daher zumeist nicht mit 2,64° sondern mit 177,36° angegeben, so, als wäre die Achse bei ursprünglich progradem Drehsinn auf den Kopf gekippt worden. Unter den Planeten im Sonnensystem weist außer der Venus nur noch der Uranus einen retrograden Rotationssinn auf; unter den soweit bekannten, so genannten Zwergplaneten ist das nur bei Pluto der Fall. Durch die geringe Neigung des Venusäquators gegen die Bahnebene gibt es auf dem Planeten keine Jahreszeiten.

Die rückläufige Eigendrehung der Venus ist zudem außergewöhnlich langsam: Eine siderische Rotationsperiode (das heißt, relativ zu den Fixsternen) dauert 243,019 Tage, und damit sogar 8 % länger als die Umlaufperiode. Durch den rückläufigen Drehsinn dauert die auf die Sonne bezogene Rotationsperiode – also ein Venustag – jedoch „nur“ 116,751 Erdtage; im rechtläufigen Fall würde das Verhältnis zwischen der Rotations- und der Umlaufgeschwindigkeit fast eine gebundene Rotation bedeuten, wie im vollendeten Beispiel unseres Mondes, der dadurch der Erde ständig dieselbe Seite zuwendet. Der Venus wäre damit gegenüber der Sonne ein ähnliches Schicksal beschieden.

Die Ursache des retrograden Drehsinns und der besonders niedrigen Geschwindigkeit der Venusrotation ist nicht bekannt. Einer Hypothese zufolge könnte es das Resultat einer Kollision mit einem großen Asteroiden sein. Die siderische Rotationsperiode erscheint allerdings nicht vollkommen willkürlich, denn sie steht eigenartigerweise in einem fast exakten 2:3-Verhältnis zur Bahnperiode der Erde (365,256:243,019 = 2:3,006). Die synodische Rotationsperiode der Venus (das heißt relativ zur Erde) beträgt im Mittel 145,928 Tage. Genauer gesagt ist das die Periode, mit der ein Venusmeridian parallel zur heliozentrischen Länge der Erde liegt. Eine direkte Ausrichtung zur Erde ist nur zur oberen beziehungsweise unteren Konjunktion gegeben, wenn sich die Venus von der Erde aus gesehen in einer Linie hinter beziehungsweise vor der Sonne befindet. Da es sich in dem 2:3-Verhältnis um zwei zueinander entgegengesetzte Drehsinne handelt, gilt für die räumliche Verteilung dieser Periodizität nicht die Differenz, sondern die Summe der Verhältniszahlen. Das entspricht während fast genau zwei Jahren wiederum einer pentagrammartigen Verteilung auf fünf gleichmäßig verteilte Bahnpositionen der Erde (5:1,998).


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Merkur

Der Merkur ist mit einem Durchmesser von knapp 4880 km der kleinste, mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von etwa 58 Millionen km der sonnennächste und somit auch schnellste Planet im Sonnensystem. Er hat mit einer maximalen Tagestemperatur von rund +430 °C und einer Nachttemperatur von bis zu -170 °C die größten Temperaturschwankungen aller Planeten.

Aufgrund seiner Größe und seiner chemischen Zusammensetzung zählt er zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Wegen seiner Sonnennähe ist er von der Erde aus schwer zu beobachten, da er nur einen Winkelabstand von etwa 20° östlich und westlich von der Sonne erreicht.

Umlaufbahn

Als sonnennächster Planet hat Merkur mit 0,387 AE (57,9 Mio. km) nicht nur den geringsten Abstand zu unserem Zentralgestirn, sondern mit etwa 88 Tagen auch die kürzeste Umlaufzeit. Die Umlaufbahn des Merkur ist auf die anderen Planeten bezogen vergleichsweise stark elliptisch, unter allen Planeten besitzt Merkur die Umlaufbahn mit der größten numerischen Exzentrizität. So liegt sein sonnennächster Punkt, das Perihel, bei 0,307 AE (46,0 Mio. km) und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 0,467 AE (69,8 Mio. km). Ebenso ist die Neigung seiner Bahnebene gegen die Erdbahnebene mit über sieben Grad höher als die der anderen Planeten. Eine derartige hohe Exzentrizität und Bahnneigung ist ansonsten typisch für Zwergplaneten wie Pluto und Eris.

Periheldrehung.jpg Bereits die newtonsche Mechanik sagt voraus, dass der gravitative Einfluss der anderen Planeten das Zweikörper-System aus Sonne und Merkur stört. Durch diese Störung führt die große Bahnachse der Merkurbahn eine langsame rechtläufige Drehung in der Bahnebene aus. Der Merkur durchläuft also streng genommen keine Ellipsen- sondern eine Rosettenbahn. In der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts waren die Astronomen in der Lage, diese Veränderungen, insbesondere die Lage des Merkur-Perihels, mit großer Genauigkeit zu messen. Urbain Le Verrier, der damalige Direktor des Pariser Observatoriums, bemerkte, dass die Präzession (Drehung) des Perihels für Merkur 5,74" (Bogensekunden) pro Jahr beträgt. Dieser Wert konnte allerdings nicht völlig mit der klassischen Mechanik von Isaac Newton erklärt werden. Laut der newtonschen Himmelsmechanik ist der gemessene Wert um 0,43" pro Jahr zu groß und dürfte in 100 Jahren nur 532,08" betragen. Darum vermutete man neben einer verursachenden Abplattung der Sonne noch einen Asteroidengürtel zwischen Merkur und der Sonne oder einen weiteren Planeten, der für diese Störungen verantwortlich sein sollte.

Obwohl man sogar schon einen Namen für diesen vermeintlichen Planeten gewählt hatte (Vulkan), konnte trotz intensiver Suche kein Objekt innerhalb der Merkurbahn gefunden werden. Da ein Objekt innerhalb der Merkurbahn allerdings durch den entsprechend kleinen Abstand zur Sonne leicht von dieser überstrahlt werden kann, stieß das Problem nur auf mäßiges Interesse, bis Albert Einstein mit seiner allgemeinen Relativitätstheorie eine Erklärung für die kleinen Unterschiede zwischen Theorie und Beobachtung erbrachte. Der relativistisch berechnete Überschuss von 43,03" je Jahrhundert stimmt gut mit dem beobachteten von 43,11" überein, der pro einzelnen Umlauf eine Verschiebung um 0,1039" bzw. 29 km bedeutet. Für eine komplette Periheldrehung von 360° benötigt Merkur rund 225.000 Jahre bzw. rund 930.000 Umläufe und erfährt so je Umlauf ein um rund 1,4" gedrehtes Perihel.

Rotation

Merkurs rechtläufige Rotationsachse steht fast senkrecht auf seiner Bahnebene. Deswegen und aufgrund der fehlenden Atmosphäre können auf Merkur Jahreszeiten nicht wie auf der Erde oder auf dem Mars zustande kommen. Allerdings variiert die Sonneneinstrahlung aufgrund der Exzentrizität der Bahn beträchtlich: Im Perihel trifft etwa 2,3-mal so viel Energie von der Sonne auf die Merkuroberfläche wie im Aphel. Dieser Effekt, der beispielsweise auf der Erde wegen der geringen Exzentrizität der Bahn klein ist (7 %), führt zu Jahreszeiten auf Merkur.

Radarbeobachtungen zeigten 1965, dass der Planet nicht, wie ursprünglich von Giovanni Schiaparelli 1889 angenommen, eine einfache gebundene Rotation besitzt, das heißt, der Sonne immer dieselbe Seite zuwendet (so, wie der Erdmond uns auf der Erde immer dieselbe Seite zeigt). Vielmehr besitzt er als Besonderheit eine gebrochen gebundene Rotation und dreht sich während zweier Umläufe exakt dreimal um seine Achse. Seine siderische Rotationsperiode beträgt zwar 58,646 Tage, aber aufgrund der 2:3-Kopplung an die schnelle Umlaufbewegung mit demselben Drehsinn entspricht der Merkurtag - der zeitliche Abstand zwischen zwei Sonnenaufgängen an einem beliebigen Punkt - auf dem Planeten mit 175,938 Tagen auch genau dem Zeitraum von zwei Sonnenumläufen. Nach einem weiteren Umlauf geht die Sonne dementsprechend am Antipodenort auf. Durchläuft der Merkur den sonnennächsten Punkt seiner ziemlich stark exzentrischen Bahn, das Perihel, steht das Zentralgestirn zum Beispiel immer abwechselnd über dem Calorisbecken am 180. Längengrad oder über dessen chaotischem Antipodengebiet am Nullmeridian im Zenit.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Jupiter

ist mit einem Äquatordurchmesser von 142.800 Kilometern der größte Planet des Sonnensystems. Er ist mit einer durchschnittlichen Entfernung von 778 Millionen Kilometern von der Sonne aus gesehen der fünfte Planet. Aufgrund seiner chemischen Zusammensetzung zählt er zu den Gasplaneten („Gasriesen“) und hat keine sichtbare feste Oberfläche.

Diese Gasriesen werden nach ihm auch als jupiterähnliche (jovianische) Planeten bezeichnet, die im Sonnensystem auch die Gruppe der äußeren Planeten bilden. In dieser Gruppe ist er der innerste und läuft in äußerer Nachbarschaft des Asteroidengürtels um die Sonne.

Als eines der hellsten Objekte des Nachthimmels ist er nach dem römischen Hauptgott Jupiter benannt. In Babylonien galt er wegen seines goldgelben Lichts als Königsstern

Umlaufbahn

läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0489 um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 4,95 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 5,46 AE. Seine Umlaufbahn ist mit 1,305° leicht gegen die Ekliptik geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Jupiter 11 Jahre, 315 Tage und 3 Stunden.

Jupiter hat eine wichtige Funktion in unserem Sonnensystem. Da er schwerer ist als alle anderen Planeten zusammen, bildet er eine wesentliche Komponente des Massengleichgewichtes im Sonnensystem. Er stabilisiert durch seine Masse den Asteroidengürtel. Ohne Jupiter würde statistisch gesehen alle 100.000 Jahre ein Asteroid aus dem Asteroidengürtel die Erde treffen und Leben dadurch vermutlich unmöglich machen. Die Existenz eines jupiterähnlichen Planeten in einem Sonnensystem könnte darum Voraussetzung für Leben auf einem dem Stern näheren Planeten sein; jedoch teilen nicht alle Astronomen diese Ansicht.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Neptun

Neptun ist von der Sonne aus gezählt mit einer Entfernung von durchschnittlich 4,5 Milliarden km der achte und äußerste Planet im Sonnensystem. Er wurde im Jahr 1846 aus Bahnstörungen des Uranus entdeckt und zeigt eine Scheibe von 2". Daher ist er mit einem Durchmesser von fast 50.000 km (knapp 4 × Erde, 57,74-faches Erdvolumen[2]) nach Uranus der viertgrößte Planet des Sonnensystems. Neptun bildet zusammen mit dem Uranus die Untergruppe der „Eisriesen“.
Neptun dominiert durch seine Größe die Außenzone des Planetensystems, was sich z. B. an der Umlaufzeit einiger „Transneptune“ wie Pluto und der Plutino-Gruppe zeigt, die genau das 1,5-fache der Umlaufzeit von Neptun beträgt.
Bei der Suche nach Exoplaneten werden solche entdeckten Objekte, die eine ähnliche Masse wie Neptun aufweisen, von Astronomen analog zu den extrasolaren „Jupiters“ oder „Hot Jupiters“ manchmal als Planet der „Neptun-Klasse“ oder als „Hot Neptun“ bezeichnet.[3] Von Neptun sind derzeit 13 Monde bekannt. Der mit Abstand größte unter ihnen ist Triton mit 2700 km Durchmesser.
Umlaufbahn
Neptuns Umlaufbahn um die Sonne ist mit einer Exzentrizität von 0,0113 fast kreisförmig. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 29,709 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 30,385 AE. Er ist damit der äußerste Planet des Sonnensystems. Seine Bahnebene ist mit 1,769° nur leicht gegen die Ekliptik (Bahnebene der Erde) geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Neptun etwa 165 Jahre.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Pluto

Pluto ist ein Zwergplanet und das prominenteste Objekt des Kuipergürtels. Er ist nach dem römischen Gott der Unterwelt benannt. Das astronomische Symbol des Pluto ist P_.
Pluto ist kleiner als der Erdmond und bewegt sich auf einer elliptischen Bahn um die Sonne. Die Form der Bahn weicht deutlicher als die der meisten Planeten von einem Kreis ab. Von seiner Entdeckung am 18. Februar 1930 bis zur Neudefinition des Begriffs „Planet“ am 24. August 2006 durch die Internationale Astronomische Union (IAU) galt er als der neunte und äußerste Planet unseres Sonnensystems. In Folge wurde Pluto von der IAU mit der Kleinplanetennummer 134340 versehen, so dass seine vollständige offizielle Bezeichnung nunmehr (134340) Pluto ist. Ferner wurden nach Pluto die neu definierten Klassen der Plutoiden und der Plutinos benannt.
Im Januar 2006 wurde mit New Horizons erstmals eine Raumsonde zu Pluto ausgesandt. Es ist geplant, die Sonde im Juli 2015 in 9600 Kilometer Entfernung an Pluto und in 27.000 Kilometer Entfernung an dessen Mond Charon vorbeifliegen zu lassen.
Pluto benötigt für eine Sonnenumrundung 247,68 Jahre. Im Vergleich zu den Planeten ist die Umlaufbahn Plutos deutlich exzentrischer, mit einer numerischen Exzentrizität von 0,2488. Das heißt, der Abstand zur Sonne ist bis zu 24,88 Prozent kleiner oder größer als die große Halbachse. Die Form der Bahn weicht jedoch um weniger als 3,2 Prozent von einem Kreis ab.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Saturn

Der Saturn ist mit einem Äquatordurchmesser von etwa 120.500 km der zweitgrößte Planet des Sonnensystems und wird in seiner Größe nur von Jupiter übertroffen. Saturn ist mit einer durchschnittlichen Entfernung zur Sonne von knapp 1,43 Milliarden km der sechste Planet des Sonnensystems, seine Bahn verläuft zwischen der von Jupiter und der des sonnenferneren Uranus. Er ist der äußerste Planet, der mit bloßem Auge problemlos erkennbar ist, und war daher schon Jahrtausende vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt.

Er ist ein Gasplanet, dessen untersuchte obere Schichten zu etwa 96 % Stoffanteil aus Wasserstoff bestehen, und der von allen Planeten des Sonnensystems die geringste mittlere Dichte (etwa 0,69 g/cm³) aufweist.[1] Von den anderen Planeten hebt sich der Saturn durch seine besonders ausgeprägten und schon in kleinen Fernrohren sichtbaren Ringe ab, die zu großen Teilen aus Wassereis und Gesteinsbrocken bestehen.

Sein scheinbarer Winkeldurchmesser beträgt je nach Erdentfernung zwischen 15" und 20", jener der Ringe zwischen 37" und 46". Die sogenannten Äquatorstreifen von Saturns Wolkenschichten sind weniger deutlich als bei Jupiter, was wahrscheinlich mit einer hochlagernden Dunstschicht zusammenhängt.

Bis zum Jahresende 2009 wurden 62 Saturnmonde entdeckt, der größte davon ist Titan mit 5150 km Durchmesser.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Uranus

Uranus (latinisiert, altgr. [uranós], ‚Himmel‘) ist von der Sonne aus mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von 2,9 Milliarden km der siebte Planet im Sonnensystem und wird zu den äußeren, jupiterähnlichen (jovianischen) Planeten gerechnet. Er wurde 1781 von Wilhelm Herschel entdeckt und ist nach dem griechischen Himmelsgott Uranos benannt.

Der Durchmesser des Gasplaneten ist mit über 51.000 km etwa viermal so groß wie der Durchmesser der Erde, das Volumen ist etwa 65 Mal so groß wie das der Erde. Uranus ist nur unter günstigen Umständen freiäugig sichtbar. Seine blassgrüne Scheibe ist von der Erde aus betrachtet etwa 3,5" groß und nur in Fernrohren ab 10 cm Öffnung zu erkennen. Physikalisch ist Uranus mit dem Neptun vergleichbar und nimmt nach ihm mit rund 14 Erdmassen in der Massenrangfolge im Sonnensystem unter den Planeten den vierten Platz ein. Hinsichtlich des Durchmessers liegt er knapp vor Neptun auf Rang drei – nach Jupiter und Saturn. Aufgrund von Eisvorkommen im Inneren werden Uranus und Neptun auch „Eisriesen“ genannt.

Umlaufbahn

Uranus läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0457 zwischen Saturn und Neptun um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 18,324 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 20,078 AE. Mit fast 3 Mrd. km Abstand hat er etwa die doppelte Entfernung zur Sonne wie der nächstinnere Planet Saturn. Dieser Bahnradius passt genau zur 1766 formulierten Titius-Bode-Reihe, sodass die Entdeckung des Uranus als Bestätigung der damaligen, von Kepler begründeten Sicht einer „Weltharmonie“ galt.

Die Bahnebene ist mit 0,772° nur wenig gegen die Erdbahnebene geneigt und hat damit im Vergleich mit den anderen Planeten die geringste Inklination. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Uranus etwa 84 Jahre. Bei einer mittleren Bahngeschwindigkeit von 6,81 km/s braucht er rund zwei Stunden, um seinen eigenen Durchmesser zurückzulegen (die Erde braucht etwa sieben Minuten).

Rotation

Uranus rotiert in 17 Stunden 14 Minuten und 24 Sekunden einmal um seine Achse. Wie bei allen Gasplaneten wehen in der Hochatmosphäre starke Winde in Rotationsrichtung. In südlichen Breiten (etwa 60°) bewegt sich die sichtbare Atmosphäre viel schneller und die Rotationsdauer ist dort mit 14 Stunden entsprechend kürzer.

Als Besonderheit liegt die Rotationsachse des Planeten annähernd in seiner Bahnebene, er „wälzt“ sich gewissermaßen in dieser voran, wenn die Achse in Richtung Sonne zeigt. Die Achsenneigung gegen das Bahnebenenlot beträgt 97,77°, so dass Uranus rückläufig rotiert. Als Folge dieser Neigung ist nach jedem halben Umlauf einmal die Nordhalbkugel und einmal die Südhalbkugel der Sonne zugewandt. Mit Ausnahme einer schmalen Äquatorregion herrscht dann auf den jeweiligen Halbkugeln ständig Tag bzw. Nacht (vergleichbar mit Polartag und Polarnacht auf der Erde). In der Nähe der Pole kann ein Sonnentag daher bis zu einem halben Uranusjahr dauern.

Als Voyager 2 am 24. Januar 1986 an Uranus vorbeiflog, stand die Sonne annähernd über dessen Südpol. 2007 lag sie zur Tag-und-Nacht-Gleichen kurz in seiner Äquatorebene.

Die Ursache der starken Achsneigung ist unbekannt. Die verbreitetste Hypothese nimmt eine Kollision mit einem großen Protoplaneten während der Entstehungsphase an.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Sparkle (Glitzern)

Das Hubble Space Telescope Bild der Galaxie NGC 1275 zeigt die feine, fadenförmige Strukturen im fadenförmigen umgebenden Gas der Galaxie. Sie wird von Radioblasen in das heiße interstellare Gas transportiert.

Sparkle-mini.jpg Die Filamente sind dramatische Merkmale des Feedback-Verfahrens durch die die Energie aus dem zentralen Schwarzen Loch zu dem umgebenden Gas übertragen wird. Die Filamente entstehen, wenn kühle Gase aus dem Zentrum der Galaxie von Radioblasen in das heiße interstellare Gas transportiert wird. In einer Entfernung von 230 Millionen Lichtjahren ist NGC 1275 einer der engsten gigantischen elliptischen Galaxien und liegt im Zentrum des Perseus-Galaxienhaufens.

Die Galaxie wurde im Juli und August 2006 mit Hubbles Advanced Camera for Surveys fotografiert.

Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Wo sterne geboren werden

Dieses Mosaik ist das schärfste Bild in Weitwinkel-Ansicht von der Starburst-Galaxie, Messier 82 (M82), dass man von Hubble erhalten hat. Die Galaxie ist bemerkenswert für seine strahlend blaue Scheibe. Es strahlen Vliese aus geschreddert und feurig aussehende Wolken und mit leuchtendem Wasserstoffgas, die aus der zentralen Region entstammen.

Im Zentrum der Galaxie, sind junge Sterne zu 10 mal schneller als sie in unserer gesamten Milchstraße zu finden sind, die in einer hohen Konzentration von jungen Sternen in der Gas- und Staubwolke aus dem Zentrum der Galaxie „geboren“ werden. Die heftigen galaktischen Superwinde aus diesen Sternen erzeugen genug komprimierte Gase, so dass Millionen von Sternen und mehr entstehen.

In M82 sind junge Sterne zusammengepfercht in winzigen, aber massiven Sternhaufen. Diese wiederum, von den Dutzende sich versammeln, um die hellen Flecken, oder Starburst Klumpen, in den zentralen Teilen von M82 zu machen. Die Cluster in den Klumpen kann man nur in den scharfen Hubble-Bildern unterscheiden. Die meisten der blassen, weißen Objekte sprühen um den Körper der Galxie M82, die wie verschwommene Sterne aussehen, tatsächlich sind es einzelne Sternhaufen, die etwa 20 Lichtjahre entfernt sind. Sie enthalten bis zu einer Million Sterne.

Die rasante Sternentstehung in dieser Galaxie schließlich wirkt selbstlimitierend. Denn wenn die Sternentstehung zu heftig wird, kommt es zur Konsumierung oder zur Zerstörung, weil das Material benötigt wird, um mehr Sterne zu erzeugen. Dieser Prozess reglementiert sich also automatisch. Der Starburst läßt wahrscheinlich in ein paar zig- Millionen von Jahren nach.

Die Beobachtung wurde im März 2006 mit Hubbles Advanced Camera for Surveys "Wide Field Channel gemacht und von Astronomen mittels vier farbigen Filtern aufgenommen. Dadurch konnte man sichtbares und infrarote Wellenbereiche sowie das Licht von den glühenden Wasserstoff Filamente erkennbar machen.

Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Die größten Sterne

Der kleine offene Sternenhaufen Pismis 24 liegt im Kern des Nebels NGC 6357 im Skorpion, etwa 8.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Das hellste Objekt in der oberen Mitte dieses Bildes ist benannt als Pismis 24-1 und man nahm früher an, dass es so viel wie 200 bis 300 Sonnenmassen wiegen müsste.

Das würde bedeuten, dass Pismis 24-1 der bei weitem massivste bekannte Stern in der Galaxie sei. Das aber lag beträchtlich über der derzeit angenommen Obermassen-Grenze von etwa 150 Sonnenmassen für einzelne Sterne. Allerdings zeigten hochauflösende Bilder des Sterns von Hubble Space Telescope, dass es in Wirklichkeit zwei Sterne sind, die einander umkreisen und dass jeder schätzungsweise je 100 Sonnenmassen hat.

Darüber hinaus zeigten spektroskopische Beobachtungen mit erdgebundenen Teleskopen weiter, dass einer der Sterne eigentlich zu kompakt ist und deshalb aus zwei Einheiten bestehen müsste, die aber eng beieinander stehen. Das bestätigte dann auch Hubble, dass Pismis 24-1 insgesamt aus drei Sternen besteht und löste damit das Problem.

Obwohl die Sterne noch zu den schwersten gehören, die bekannt sind, ist die Massegrenze nicht aufgrund der Vielzahl im System überschritten.

Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Eine außergewöhnliche Galaxie

strange Galaxie-mini.jpg Ist dies eine Galaxie oder zwei? Hatte sich Astronom Art Hoag zunächst gefragt, als er zufällig dieses ungewöhnliche extragalaktische Objekt entdeckte. Auf der Außenseite dominiert ein Ring von hellen blauen Sternen, während in der Mitte ein Ball aus vielen hellen Sternen liegt, die wahrscheinlich viel älter sind. Zwischen den beiden ist eine Lücke, die fast vollständig dunkel erscheint. Wie sich Hoag's Object gebildet hat, bleibt unbekannt, obwohl ähnliche Objekte identifiziert wurden und zusammen als eine Form der Ringgalaxie deklariert sind. Hypothesen umfassen eine Galaxie Kollision vor Milliarden von Jahren und die Gravitationswirkung eines zentralen Gestirns, das seit dem verschwunden ist.

Dieses Bild von Hubble wurde im Juli 2001 aufgenommen. Es zeigt nie da gewesene Details von Hoag's Object und trägt somit zu einem besseres Verständnis der Sache bei.

Hoag's Object liegt etwa 600 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild der Schlange (Serpens) und erstreckt sich über etwa 100.000 Lichtjahre. Zufälligerweise ist in dem Spalt (auf dem Bild gegen ein Uhr, siehe Pfeil) noch eine weitere Ringgalaxie sichtbar, die wahrscheinlich aber weit in der Ferne liegt.

Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Stellare Explosion

Stellar Shrapnel-mini.jpg Dieses schöne zusammengesetzte Bild zeigt N49 nach einer Supernova-Explosion in der Großen Magellanschen Wolke. Eine neue Beobachtung NASA's Chandra X-ray Observatory, in blau dargestellt, zeigt Anzeichen eines kugelförmigen Objekts aus Trümmern, die von einem explodierten Stern (Supernova) ausgestoßen wurden.

Zur Erfassung dieser Kugel wurde ein Team von Forschern durch Sangwook Park von der Penn State University gebildet, um N49 über 30 Stunden zu beobachten. Diese Kugel ist in der rechten unteren Ecke des Bildes zu sehen (siehe den markierten Bereich des Bildes). Die Kugel ist reich an Silizium, Schwefel und Neon. Das Vorhandensein dieser Kugel beweist, dass die Explosion den hochasymmetrischen Stern zerstörte.

Die Kugel bewegt sich mit einer hohen Geschwindigkeit von etwa 8.000.000 Stundenkilometer vom hellen Quellpunkt in den oberen linken Teil des N49. Diese helle Quelle kann eine so genannte weiche Gammastrahlung Repeater (SGR) sein, einer Quelle, die Ausbrüche von Gammastrahlen und Röntgenstrahlen emittiert. Eine primäre Erklärung für diese Objekte ist, dass es Neutronensterne mit extrem starken Magnetfeldern sind. Da Neutronensterne oft in Supernova-Explosionen erzeugt werden, besteht ein nicht unerwarteter Zusammenhang zwischen SGRS und Supernova-Überresten. Diese Theorie wird gestärkt durch die scheinbare Angleichung zwischen der Flugbahn der Kugel und die der hellen Röntgenquelle.

Doch die neuen Chandra-Daten zeigen auch, dass die helle Quelle mehr von Gas verdeckt wird, als erwartet, wenn es sich wirklich um Überreste einer Supernova handelt. Mit anderen Worten, es ist möglich, dass die helle Röntgenquelle tatsächlich jenseits der Sichtlinie ist und die Überreste da entlang nur projiziert.

Ein weiterer möglicher Punkt befindet sich auf der gegenüberliegenden Seite der Reste, es ist aber schwieriger, sie im Bild zu erkennen, weil es mit der hellen Emission Überschneidungen mit den Schockwellen der Interaktion gibt

Die optischen Daten aus dem Hubble Space Telescope zeigen helle Fäden (gelb und violett), wo die durch die Supernova erzeugten Schockwellen in dichteste, kühle Regionen mit molekularen Gasen interagierten.

Mit den neuen Chandra-Daten, - wie sie im Bild erscheinen - wird das Alter der N49 von etwa 5.000 Jahren angenommen. Die Energie der Explosion wird auf etwa zweimal größer als die einer durchschnittlichen Supernova geschätzt. Diese vorläufigen Ergebnisse deuten darauf hin, dass die ursprüngliche Explosion durch den Zusammenbruch eines massereichen Sterns verursacht wurde.

NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
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Der Krebs-Nebel

Der Krebsnebel erstreckt sich über etwa 10 Lichtjahre. Er ist das Ergebnis einer Supernova; angemerkt von Chronisten im Jahre 1054 n. Chr.
Ein neues Hubble-Bild - produziert von der größten jemals mit der Erde umkreisenden Sternwarte - ergibt die Detailansicht bisher des gesamten Krebsnebels. Der Krebsnebel ist wohl eine einzigartige spannende Aufgabe, sowie in allen Observatorien der Astronomie der am meisten untersuchte. Das mit WFPC2 der Hubble-Kamera erzeugte Bild ist das größte, das jemals aufgenommen.
Der Krebsnebel ist eines der kunstvoll strukturierten und hochdynamischen Objekte, die je beobachtet wurden.

Aus 24 einzelnen Aufnahmen der NASA / ESA Hubble Space Telescope's Wide Field Planetary Camera und 2 (WPFC2) wurden die neuen Hubble-Bilder des Krebses montiert. Sie haben die höchste Auflösung des gesamten Krebsnebels, die je gemacht wurden.
Der Krebsnebel ein Überbleibsel einer Supernova Explosion und ist von der Erde 6 Lichtjahre entfernt. Japanische und chinesische Astronomen waren vor fast 1000 Jahren Zeugen dieses spektakulären Ereignisses im Jahr 1054.

Die Filamente sind die zerfetzten Überreste des Sterns und bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff. Im Zentrum des Nebels befindet sich kaum sichtbar, unheimlich bläulich leuchtend, der schnell rotierende Neutronenstern. Ein Neutronenstern ist der enorm zerkleinerte, extrem ultradichte Kern des explodierten Sterns (Supernova) und einem typischen Durchmesser von nur etwa 20 km bei einer Masse von etwa 1,44 bis 3 Sonnenmassen. Er steht am Ende seiner Sternentwicklung und stellt damit das Endstadium eines Sterns einer bestimmten Massenklasse dar.

Das blaue Licht kommt von den Elektronen, die mit beinahe Lichtgeschwindigkeit auf den magnetischen Feldlinien um dem Neutronenstern herumwirbeln. Apropos Farben, die Farben im Bild zeigen die unterschiedlichen Elemente, die bei der Explosion frei wurden. Blau bedeutet, neutraler Sauerstoff, grün einfach ionisierter Schwefel und rot doppelt ionisierter Sauerstoff.

Liegt die Erde im Strahlungsfeld eines Neutronensterns, empfängt man wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale, so wird dieser Stern auch Pulsar genant. Pulsare strahlen hauptsächlich im Radiofrequenzbereich, manchmal bis bzw. nur in den Röntgenbereich. Von den mehr als 1700 bekannten Quellen ließen sich nur bei einigen wenigen auch im sichtbaren Bereich Intensitätsschwankungen beobachten. Die Rotationsdauer eines Pulsars ohne Begleiter liegt zwischen 0,01 und 8 Sekunden. Speziell „unser“ Pulsar im Krebsnebel rotiert 30-mal pro Sekunde.

Die Rotationsperiode verringert sich pro Sekunde um etwa 10-hoch15 s und begrenzt die Lebensdauer auf etwa zehn Millionen Jahre.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach





Staub und Schöpfung

Staub und Schoepfung-mini.jpg Das Infrarot-Bild von NASA's WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) aufgenommen, zeigt eine Sternen bildende Wolke voller Gas, Staub und massiv neugeborene Sterne. WISE, dessen Aufgabe die Vermessung des ganzen Himmels im infraroten Licht ist, ist besonders empfindlich auf warmen Staub, wie die Sterne entstehen und wie diese die Wolken durchdringen. Auf diese Weise ergänzt WISE Beobachtungen von Aufnahme des sichtbaren Licht’s.

An dieser Mission sind auch Hubble und andere Teleskope beteiligt, indem sie die "big picture", im Kontext für genauere Beobachtungen ergänzen. Dieser Sternenhaufen enthält einige der bekannten massereichsten Sterne. Winde und die Strahlung von den Sternen ergeben das Verdampfen und Dispergieren der Wolke, aus dem sie gebildet wurden sowie die Erwärmung des kalten Staubes und Gas um den zentralen Nebel.

Diese grünliche "Halo" von warmem Wolkematerial wird am besten durch WISE wegen seines großen Sichtfeldes und einer besseren Sensibilität über die Vergangenheit bei der infraroten Vermessung des gesamten Himmels erkundet.



Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach



Reflektierter Stern Merope

In dem bekannten Sternhaufen der Plejaden zieht eine Wolke aus Gas und Staub langsam vom Stern Merope weg. Dieser jedoch strahlt mit seinem hellen Licht die Wolke an, so dass sie das Licht von Merope reflektiert. Merope selbst liegt direkt hinter der oberen linken Ecke des Bildes vom Hubble-Weltraumteleskop, nur seine Strahlen verraten seinen Standort.

Reflexionsnebel sind wie alle Nebel große Wolken aus Gas und Staub: interstellare Materie innerhalb unserer Milchstraße. Genau wie Emissionsnebel bestehen auch Reflexionsnebel vor allem aus Wasserstoff und etwa einem Drittel Helium - den Grundstoffen des Universums - und ein bis zwei Prozent schwereren Elementen. Darunter sind Staubpartikel - so winzig wie in Zigarettenrauch.

Der große Unterschied zu den Emissionsnebeln liegt nicht im Nebel selbst, sondern in den Sternen, die in ihn eingebettet sind: Bei Reflexionsnebeln sind die Sterne nicht so heiß, dass sie die Gase selbst zum Leuchten anregen. Doch ihr Licht wird von den Staubpartikeln des Nebels gestreut - reflektiert.

Das Lichtspektrum eines Reflexionsnebels ist immer das des einstrahlenden Sterns. Meist erscheinen sie bläulich, denn blaues Licht wird besser gestreut (aus einem ähnlichen Grund erscheint der Himmel tagsüber blau). Ein typisches Beispiel, das Sie leicht selbst beobachten können, ist der Barnards-Merope-Nebel: Ein Reflexionsnebel um den Plejaden-Stern Merope.

Aber auch einen rotscheinenden Reflexionsnebel können Sie unter günstigen Bedingungen sehen: Um den hellsten Stern des Skorpions, den Roten Überriesen Antares, leuchtet der Reflexionsnebel "Ced 132".

Ebenfalls ein typisches Beispiel für rotscheinenden Reflexionsnebel ist der Trifidnebel (Messier-Objekt M20, NGC 6514), er besteht aus einem blau leuchtendem Reflexionsnebel und einem typisch rötlichem Emissionsnebel. Sie finden ihn im Sternbild Schützen.
Eine längerfristige Folge wird die allgemeine Zerstörung des Staubs durch das energetische Sternenlicht sein.




Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach




Ein Chamaeleon im Universum

Der Sand in der „Sanduhr Zeit“ wird für dieses Zentralgestirn bald ausgelaufen sein. Der sonnenähnliche Stern hat seinen nuklearen Brennstoff fast aufgebraucht und tritt in eine kurze, spektakuläre Schlussphase seiner Existenz ein. Das zeigt sich darin, dass seine äußeren Schichten stark expandierend ausgestoßen werden. Das führt gleichzeitig zu einer Abkühlung des Kerns und der Stern schrumpft dann extrem verdichtend zu einem weißen Zwerg.
Astronomen prophezeien unserer Sonne in etwa 4 Milliarden Jahren ein ähnliches Schicksal.

Im Jahr 1995 verwendeten die Astronomen das Weltraumteleskop Hubble zu einer Reihe von Bildern von planetarischen Nebeln, einschließlich wie das oben abgebildete. Hubble enthüllt überraschend in beispielloser Schärfe den Nebel-Auswurf des sterbenden Sterns, der in zarten Ringen aus buntem leuchtendem Gas (Stickstoff-rot, Wasserstoff-Grün und Sauerstoff-blau) besteht.

Hier an diesem Beispiel wie an vielen anderen, beweist Hubble, das für die Astronomen eine Vielzahl der bisherigen Geheimnisse von komplexen Formen und Symmetrien der planetarischen Nebel gelöst werden können.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach




Inseln im Universum

Eine Langzeitbelichtung von Hubble Space Telescope zeigt ein Bild von einer majestätischen Spiralgalaxie, die tief im Coma-Haufen von Galaxien, die 320 Millionen Lichtjahre entfernt im nördlichen Sternbild „Haar der Berenike“ liegt. Das "Haar der Berenike" ist ein unauffälliges Sternbild am Frühlingshimmel zwischen den markanten Konstellationen Löwe und Bärenhüter. Von der Erde aus betrachtet erscheint es als eine große Ansammlung lichtschwacher Sterne! Erst Hubble macht da rund 1000 Welteninseln aus, die sich über viele Millionen Lichtjahre erstrecken.

Nahe der Mitte des Bildes sieht man die Galaxie NGC 4911. Die auffälligen Streifen, die aus Gas und Staub bestehen und die von leuchtenden Sternhaufen und Gaswolken illuminiert werden. Dieses ist ein Beweis für eine intensive Sternentstehung in der Galaxie. Da dieses Bild des Weltraumteleskops Hubble insgesamt rund 28 Stunden belichtet wurde, treten auch lichtschwache Strukturen im Umfeld der Galaxie hervor. Weit über die helle Scheibe von NGC 4911 hinaus erstrecken sich lichtschwache Spiralarme, die aus Millionen von Sternen und dünnem Gas bestehen. Sie sind bis zu 100 000 Lichtjahre vom Zentrum von NGC 4911 entfernt.

Verantwortlich für diese "Geisterarme" ist die scheibenförmige Galaxie NGC 4911A, die auf diesem Bild unmittelbar rechts von NGC 4911 steht. Sie hat mit ihrer Schwerkraft Sterne und Gas aus ihrer großen Nachbarin herausgerissen. Zudem lösten ihre Gezeitenwechselwirkungen auch die intensive Sternbildung in NGC 4911 aus, in dem sie die dort vorhandenen Gas- und Staubmassen zum Kollaps anregte.

Über lange Sicht werden sich die herausgerissenen Sterne und Gas innerhalb des Coma-Galaxienhaufens verteilen, sie gehören dann keiner bestimmten Galaxie mehr an. Solche intergalaktischen Sternansammlungen sind auch von anderen Galaxienhaufen bekannt.

Möglicherweise werden sich die beiden wechselwirkenden Galaxien zu einer Welteninsel vereinigen, was in dichten Galaxienhaufen wie dem Coma-Haufen nichts Ungewöhnliches ist. An der Stelle von NGC 4911 und NGC 4911A wird sich dann in einigen hundert Millionen Jahren eine große elliptische Galaxie erstrecken.

Dieses natürliche Farbe-Hubble-Bild, das die Daten von 2006, 2007 und 2009 vereint, wurden von der Wide Field Planetary Camera 2 und der Advanced Camera for Surveys aufgenommen. Sie benötigten dafür 28 Stunden Belichtungszeit.

Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach





Der Kosmos zur Urzeit

The Early Cosmos-mini.jpg Im Infrarotbereich der teleskopischen Beobachtungen können Astronomen Informa­tionen über das Universum sammeln und studieren, wie das Universum vor sehr langer Zeit nach dem so genannten Big Bang – Urknall - gewesen ist und als die Evolution der Galaxien begann.

Das Universum ist so unglaublich groß, dass das Licht eines sehr weit entfernten Objekts im Universum bis zu Milliarden von Erden-Jahren braucht, um uns zu erreichen. Dabei ist zu berücksichtigen, dass das Licht mit etwa 300.000 Kilometer pro Sekunde extrem schnell ist! Je weiter ein Objekt von der Erde entfernt ist, desto weiter können wir in die Vergangenheit sehen. Zum Beispiel dauert die Zeitspanne, bis dass ein Licht, das von der Sonne ausgestrahlt wird, nach durchschnittlich 150 Millionen Kilometern „Reise“, uns erst in ca. 8 Minuten erreicht! Licht aus dem nächsten Stern dauert etwa 4,3 Jahre, um uns zu erreichen, und Licht aus dem Zentrum unserer eigenen Galaxie dauert etwa 25.000 Jahre, um uns zu erreichen! Diese Beispiele vermitteln uns ungefähr eine Vorstellung davon, was 1 Lichtjahr für eine ungeheure Entfernung bedeutet!

So sind die Milliarden von Galaxien außerhalb unseres „eigenen“ Galaxie-Bereiches in Abständen von Hunderttausenden von Milliarden Lichtjahren von einander entfernt. Wir sehen die am weitesten von uns entfernten Galaxien in einem Zustand, wie sie vor Milliarden von Jahren waren, als der "Urknall" ("Big Bang") sie mit Lichtgeschwindigkeit ins Weltall hinaus schleuderte. Und diese Expansion dauert immer noch an!

Astronomen haben entdeckt, dass alle Galaxien, die am weitesten von uns entfernt sind, sich immer noch schneller ins All hinaus bewegen.
Diese Rezession der Galaxien hat einen interessanten Effekt auf das Licht von diesen Galaxien emittiert. Das heißt, wenn ein Objekt sich von uns fort bewegt, ergibt das eine so genannte „Rotverschiebung“ des Lichtes.
Dies wiederum bedeutet, dass die Wellenlängen des Lichts zunehmen und im Spektrum auf den roten Teil verschoben werden.
Diesen Effekt nennen die Wissenschaftler den Doppler-Effekt. Dieser Effekt ähnelt dem akustischen Effekt, wenn Schallwellen von einem sich fortbewegenden Objekt abgestrahlt werden.

Schon 2009 registrierte das NASA-Weltraumteleskop Hubble die extrem schwachen Signale der Galaxie UDFy-38135539. Nun stellten Forscher um Matt Lehnert vom Observatoire de Paris fest, dass dieses Himmelsobjekt eine Rekordentfernung von über 13 Milliarden Lichtjahren hat. Es existierte demnach bereits 600 Millionen Jahre nach dem Urknall, als das Universum sich in der so genannten Reionisationsepoche befand. Damals füllte undurchsichtiges Wasserstoffgas noch große Teile des Weltalls aus; die ultraviolette Strahlung der ersten Sterne und Galaxien ionisierte die Moleküle, wodurch der "Nebel" allmählich aufklarte.

Um die Entfernung von UDFy-38135539 zu bestimmen, nahmen die Astronomen mit Hilfe des Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile das Spektrum der Galaxie auf und durchsuchten es nach der Wellenlänge, bei der eine bestimmte Emissionslinie des Wasserstoffs auftritt. Daraus ermittelten sie eine Rotverschiebung von z=8,6; der bisherige Rekordhalter war ein Gammastrahlenausbruch mit z=8,2. Die fernste zuvor bekannte Galaxie brachte es sogar nur auf z=6,96.

UDFy-38135539 ist von einer überraschend großen Blase aus ionisiertem Gas umgeben. Seine Strahlung dürfte für deren Bildung nicht ausgereicht haben. „Es muss noch andere Begleitgalaxien geben, die dazu beitrugen, den Raum transparent zu machen", erklärt Mark Swinbank von der University of Durham (England). Künftige Teleskope wie das für 2018 geplante European Extremely Large Telescope der ESO könnten diese Begleiter – und vielleicht noch ältere Objekte – aufspüren.

Nach neuesten Meldungen vom 26.1.2011 ist der
Galaxienentfernungsrekord erneut gebrochen

Mit dem Weltraumteleskop Hubble entdeckten Astronomen um Rychard Bouwens von der University of California in Santa Cruz eine rund 13,2 Milliarden Lichtjahre entfernte Galaxie. Sie existierte zu einer Zeit, in der das Universum erst vier Prozent seines heutigen Alters erreicht hatte, und ist damit das am weitesten entfernte bekannte Objekt. Mit ihrem Fund tasten sich die Forscher langsam an die ersten Galaxien im Universum heran, die sich vermutlich 200 bis 300 Millionen Jahre nach dem Urknall gebildet haben.

Aus Infrarotdaten der Wide Field Planetary Camera 3 bestimmten die Wissenschaftler die Rotverschiebung verschiedener Galaxien. Diese gibt an, wie stark das einst ausgesandte Licht durch die Expansion des Universums zu größeren Wellenlängen hin verschoben wurde. Damit erhalten Bouwens und seine Kollegen ein Maß für die Entfernung des Objekts – je verschobener das Spektrum, desto weiter weg befindet sich das Objekt. Mit einer Rotverschiebung von 10,3 liegt die Galaxie UDFj-39546284 deutlich über dem bisherigen Rekordhalter mit einer Rotverschiebung von 8,6. Anders ausgedrückt: Sie existierte rund 120 Millionen Jahre früher.

HUDF09-mini.jpg In den von Bouwens und Kollegen untersuchten Epochen befand sich das Universum in einer Art Phasenübergang: Das Wasserstoffgas ging von einem neutralen in einen ionisierten Zustand über. Als Ursache dafür führen Astronomen die intensive ultraviolette Strahlung von jungen Galaxien an. Doch UDFj-39546284 und ähnlich alte Exemplare senden nicht genügend UV-Licht aus, um maßgeblich an der Reionisation des Universums beteiligt gewesen zu sein, rechnen die Astronomen vor. Dieses Problem hat der verdrängte mit dem amtierenden Rekordhalter gemein. Die Hauptquelle der ultravioletten Strahlung bleibt also weiterhin ein Rätsel.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach







Eine Explosion in Infrarot-Color


Diese seltsamen bunten Nebel sind die Überreste der Supernova IC 443. Sie wurden von NASA Wide-Field Infrared Survey Explorer oder WISE aufgenommen.
Sie werden auch die Quallen-Nebel genannt. IC 443 ist besonders interessant, weil es einen Einblick in stellaren Explosionen bietet, wie sie mit ihrer Umwelt interagieren.

Genau wie Lebewesen auch, haben Sterne einen Lebenszyklus - sie werden „geboren“, reifen und sterben schließlich ab. Die Art, wie Sterne sterben, hängt schließlich von ihrer Masse ab. Sterne mit der Masse ähnlich der Sonne werden am Ende ihres Lebens in der Regel zu planetarischen Nebeln, während Sterne oft mit der Masse unserer Sonne als Supernova explodieren. IC 443 ist der Überrest eines Sterns, der zwischen 5.000 und 10.000 Jahren zur Supernova wurde.

Die von der Explosion der Supernova in den Weltraum ausgesandten Schockwellen heizten im interstellaren Raum das umgebende Gas und Staub auf und schufen so die Supernova Überreste als Nebel, wie sie im Bild zu sehen sind.

Das Besondere an IC 443 ist, dass ihre schalenförmigen zwei Hälften unterschiedliche Radien, Strukturen und Emissionen bilden.

Die größere nordöstlichen Schale, im Bild als der violette Halbkreis im oberen Teil des Bildes der Supernova-Überreste links zu sehen, ist der flächige Filamente, die Licht emittieren, bestehen aus Neon-, Silizium- und Sauerstoff-Atomen und zusätzlich noch Staub Teilchen, die alle durch die Explosion der Supernova erhitzt wurden.

Die kleinere südliche Schale, hier in einer hellen Cyan- Farbe auf der unteren Hälfte des Bildes zu sehen, ist in dichten Klumpen und Knoten aus Wasserstoffgas und Staub aufgebaut, die ebenfalls wie die andere Hälfte der Schale durch die Explosion der Supernova erhitzt wurden. Diese Klumpen sind Teil einer molekularen Wolke, die in diesem Bild als die grünliche Wolke in IC 443 quer von Nordwesten nach Südosten gesehen werden kann. Die Farbunterschiede in diesem Bild repräsentieren unterschiedliche Wellenlängen der Infrarot-Emission. Die Unterschiede in den Farbe sind auch das Ergebnis von Unterschieden in der Energie der Schockwellen des interstellaren Mediums.

Der nordöstliche Schale wurde vermutlich durch eine schnelle Druckwelle (223.700 Meilen pro Stunde), während die südliche Schale wahrscheinlich durch eine langsamere Schockwelle (67.100 Meilen pro Stunde) erstellt wurde.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach







Bright Lights - Helle Lichter


Bright Lights-mini.jpg Zwei extrem helle Sterne beleuchten die grünlichen Nebel in diesem Bild des Spitzer Space Telescope "GLIMPSE360-SURVEY". Dieser Nebel besteht aus Wasserstoff-und Kohlen­stoffverbindungen, die polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAK) genannt werden, die auch hier auf der Erde in rußigen Abgasen und verkohlten Grills zu finden sind.
Die PAK sind Formen der dunklen Wolken, die zu den Sternen aufsteigen. Diese Moleküle weisen den Astronomen einen Weg zu den Peripherien der Gaswolken und visualisieren ihre Strukturen im Detail.

Die Nebel sind nicht wirklich grün, die grünliche Farbe in diesen Bildern ist codiert, damit die Wissenschaftler ihre Glut in Infrarot sehen können. Dieses Bild ist eine Kombination von Daten, die von Spitzer und der Two-Micron All-Sky Survey (2MASS) stammen.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach





Massive Attack - Massive Attacken

Dieses Bild zeigt den Ausbruch eines galaktischen "Super-Vulkans" in der massiven Galaxie M87, wie er von NASA's Chandra X-ray Observatory und NSF’s Very Large Array (VLA) im Bild festgehalten wurde. In einer Entfernung von etwa 50 Millionen Lichtjahren ist M87 relativ nah zur Erde und liegt im Zentrum des Virgo-Clusters, die Tausende von Galaxien enthält.
Die Cluster-Umgebung M87 wird mit heißem, glühenden Gas in Röntgenstrahlung ausgefüllt (Im Bild in blau dargestellt), die von NASA's Chandra entdeckt wurde. Da dieses Gas abkühlt, kann es zum Zentrum der Galaxie gelangen, wo es weiterhin noch schneller abkühlen wird und neue Sterne bilden wird.

Wie auch immer, Radio-Beobachtungen mit dem VLA (im Bild rot), die im M87-Jetsstream sehr energiereichen Teilchen (Jets) vorfanden, die von einem schwarzen Loch erzeugt wurden und die diesen Prozess unterbrechen.
Diese Jets heben das relativ kühle Gas nahe des Zentrums der Galaxie und produzieren Schockwellen in der Galaxie-Atmosphäre durch ihre Überschallgeschwindigkeit. Das Zusammenspiel dieser kosmischen "Eruption" mit der Galaxie-Umgebung ist sehr vergleichbar und ähnlich mit dem Ausbruch des irdischen Vulkans Eyjafjallajokul im Jahr 2010 in Island. Die Eruption von Eyjafjallajokull schoss durch die Oberfläche der Lava „Taschen“ aus heißem Gas und erzeugte Schockwellen, die durch den grauen Rauch des Vulkans gesehen werden konnten. Dieses heiße Gas stieg dann in die Atmosphäre auf und die dunkle Asche mit ihm.

In der Analogie mit Eyjafjallajokull produzierten die energiereichen Teilchen in der Nähe des Schwarzen Lochs, stießen durch die Röntgen-emittierende Atmosphäre des Clusters und hoben die kühlsten Gase in ihrem Gefolge in die Nähe des Zentrums von M87. Dies ist vergleichbar mit den heißen vulkanischen Gasen, die sich durch die Wolken dunkler Asche ziehen. Und genau wie der Vulkan auf der Erde, können Stoßwellen gesehen werden, wenn das schwarze Loch die energiereichen Teilchen in das Gas des Clusters pumpen.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach





Majestic Disk of Stars - Majestätische Scheibe von Sternen

Das Hubble-Weltraumteleskop enthüllt in dieser Ansicht diese majestätische Scheibe aus Sternen und Staubspuren der Spiralgalaxie NGC 2841. Ein helles Sternenlicht markiert das Zentrum der Galaxie. Spiralenförmig nach außen hin sind Staubspuren, die sich gegen die Ansammlung von weißlichen Sternen mittleren Alters abheben. Viel jüngere blaue Sterne befinden sich in der Spur der Spiralarme.

Insbesondere ist das Fehlen von rosa Emissionsnebeln zu beachten, die anzeigen, dass neue Sterne entstehen. Es ist wahrscheinlich, dass die Strahlung und Winde von schnellen, überschallartigen und super-heißen blauen jungen Sternen, das verbleibende Gas (das rosa leuchtet), verflüchtigen ließen. Daher ist auch anzunehmen, dass weitere Sternentstehung in den Regionen, in denen sie geboren wurden, heruntergefahren wird.

NGC 2841 hat derzeit eine relativ geringere Sternentstehungsrate im Vergleich zu anderen Spiralen, wo die Emissionsnebel im rosa bis roten Lichterglanz erstrahlen. NGC 2841 liegt 46 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild „Großer Bär“.

Dieses Bild wurde im Jahr 2010 durch vier verschiedene Filter mit Hubbles Wide Field Camera 3 aufgenommen. Der Wellenlängenbereich reicht von UV-Licht des sichtbaren Lichtes bis nahezu Infrarotlicht.


Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach





Celestial Fireworks - Feuerwerk -Himmlisches Feuerwerk -

Wie ein Independence Day ¹) Feuerwerk, sieht eine junge, glitzernde Ansammlung von Sternen aus, die am nächtlichen Himmel wie von einem Feuerwerkskörper zerplatzen. Es ist aber das Rohmaterial für die Bildung neuer Sterne. Der Cluster ²) wird von Wolken aus interstellarem Gas und Staub umgeben.

Der Nebel, liegt 20.000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Carina und enthält einen zentralen Cluster von riesigen, heißen Sternen, genannt NGC 3603.
Diese Umgebung ist nicht so friedlich wie es aussieht. UV-Strahlung und heftige stellare Winde haben einen enormen Hohlraum in den von Gas und Staub umhüllten Cluster geblasen und bietet deshalb einen ungehinderten Blick auf den Cluster.

Die meisten der Sterne in dem Haufen waren etwa zur gleichen Zeit geboren, aber sie unterscheiden sich in Größe, Masse, Temperatur und Farbe. Der „Lebenslauf“ eines Sterns wird durch seine Masse bestimmt, so wird ein Cluster Sterne in verschiedenen Phasen ihres Lebens enthalten. die den Astronomen eine Gelegenheiten für detaillierte Analysen des stellaren Lebenszyklus bieten.
NGC 3603 enthält auch einige der massereichsten Sterne. Diese riesigen Sterne leben schnell und sterben jung, verbrennen ihren Wasserstoff schnell und beenden letztlich ihr Leben in Supernova-Explosionen.

Sternhaufen wie NGC 3603 liefern wichtige Hinweise zum Verständnis des Ursprungs der massiven Sternentstehung im frühen Universum. Astronomen benutzen die Sternenentstehung in den massereichen Haufen der fernen Galaxien zum Studium, insbesondere wenn Sterne mit anderen kollidieren und damit eine Initialzündung zu einer Flut von Sternenentstehungen auslösen.

Die relative Nähe von NGC 3603 ist ein ausgezeichnetes Labor für die Untersuchung solcher fernen und folgenschweren Ereignisse.

¹) Independence Day= Unabhängigkeits-Feiertag der USA
²) Cluster= Haufen



Quellen:
NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Acknowledgment: M. Crockett and S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), and the WFC3 Scientific Oversight Committee.
Ins deutsche übersetzt: F. Rubach