Beginnend mit dem BAV Rundbrief 4/08 sind Erklärungen zu Begriffen in den Artikeln des jeweiligen Heftes auf der letzten Seite zu finden. Auf dieser Web-Seite werden diese und weitere Begriffserklärungen gesammelt und können schnell nachgeschaut werden.
Für weitere Begriffserklärungen bitte an wenden.


2MASS
Two Micron all sky survey. Eine Infrarotdurchmusterung des Himmels.
(HLD/HR/GR 4.2009)
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AAVSO
American Association of Variable Star Observers.
(BR/HR 11.2008)

ABG
Antiblooming Gate. Eine Differenzialsperre auf manchen CCD Chips. Verhindert das „überfliessen“ der Elektronen von gesättigten Pixeln auf benachbarte Pixel.
(HLD/HR/GR 4.2009)

ADU
Analog-Digital-Umsetzer (engl. ADC = Analog-Digital-Converter). Elektronisches Bauteil zur Umwandlung eines analogen Wertes (z.B. el. Spannung) in einen Zahlenwert zur weiteren Verarbeitung z.B. in einem Computer. Die Genauigkeit ist abhängig von der Anzahl der für die Zahl verwendten Bits und bestimmt, wieviel diskrete Werte erzeugt werden können. Übliche Werte in ADUs sind 8 Bit für 256 Werte, 12 Bit für 4096 Werte oder 16 Bit für 65536 Werte. Bei CCD-Kameras entsprechen die Werte den Helligkeits- bzw. Graustufen.
In der CCD-Astronomie ist die Benutzung von ADU mit folgender Bedeutung verbreitet: Anzahl der darstellbaren Graustufen einer CCD Kamera. Eine Kamera mit 8 Bit-Wandler stellt nur 256 ADUs dar, während eine 16-Bit-Kamera 65536 ADUs darstellen kann. Je mehr ADUs dargestellt werden können, desto feiner bzw. genauer kann eine Helligkeit bzw. Helligkeitsdifferenz photometriert werden.
(HLD/HR/GR 4.2009)

AFOEV
Association Francaise des Observateuers d' Étoiles Variables.
(BR/HR 11.2008)

AGN
Aktive Galaxien Kerne (active galactic nuclei) sind eine Gruppe von Galaxien, die enorme Energiemengen aus dem Zentrum abgeben. Astronomen vermuten, dass supermassive schwarze Löcher im Zentrum dieser Galaxien dafür verantwortlich sind.
(BR/HR/GR 2.2009)

Akkretionsscheibe
Sich gravitativ beeinflussende Körper können Materie auf Grund des Drehimpulserhaltungsgesetzes nicht direkt austauschen. Die Materie sammelt sich vielmehr in einer Scheibe um das aufsammelnde Zentralobjekt (Akkretor). Durch Reibungs- und Scherkräfte werden die Teilchen in Richtung des Akkretors befördert. Akkretionsscheiben kommen bei vielen Objekten und über viele Größenordnungen vor. Bei kompakten Akkretoren (Neutronsterne, schwarze Löcher) wird genügend potenzielle Gravitationsenergie umgesetzt, um bis zu zwanzig mal mehr Strahlung zu erzeugen als bei der Kernfusion.
(HLD 4.2010)

Amplitude
Differenz zwischen maximaler und minimaler Helligkeit.
(HLD/HR/GR 4.2009)

Apastron
Siehe Apsidendrehung
(HLD 2.2010)

ApJ
Astrophysical Journal
(BR/HR/GR 2.2009)

ApJS
Astrophysical Journal Supplement
(BR/HR/GR 2.2009)

Apsidendrehung
Das ist die Drehung der gesamten Bahn in der Bahnebene, wodurch sich die Bahn selber nicht verändert. Sie führt dazu, dass sich die räumliche Lage des Periastron (der dem Massezentrum nächster Punkt) und des Apastron (der dem Massezentrum entfernteste Punkt) ändert. Aus der Apsidendrehung können Rückschlüsse auf eventuelle weitere im System befindliche Massen gezogen werden.
(HLD 2.2010)

ASAS
Das "All Sky Automated Survey" ist ein Projekt, mit dem Ziel ständiger lichtelektrischer Überwachung von mehr als 10⁷ Sternen heller als 14. Größe. Das Instrument steht im Las Campanas Observatorium.
(BR/HR 11.2008)

Asymptotischer Riesenast (AGB)
(AGB=asymptotic giant branch) Ein Gebiet im HRD. Weit entwickelte Sterne die nach dem Zünden des Heliumbrennens wegen der veränderten chemischen Eigenschaften oberhalb des eigentlichen Riesenastes liegen.
(HLD/HR 9.2009)
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B-R
Oft auch (B-R). Es ist die zeitliche Abweichung des beobachteten Maximums bzw. Minimums vom vorhergesagten, also "Beobachtetes minus Rechnerisches". Englisch (O-C).
(BR/HR 11.2008)

Be-Hüllenphase (Shell-Phase)
Eine große Anzahl der B-Sterne (bis zu 50%) zeigen Wasserstoff-Emissionslinien und werden deshalb als Be-Sterne bezeichnet. Man erklärt dieses Phänomen durch einen Auswurf an Material das einen äquatorialen Ring um den jeweiligen Stern bildet. Bei einigen ist die Gasmasse so dick, dass sie eine Hülle bilden und dem stellaren Kontinuum Absorbtionslinien von Metallen aufprägen.
Einige Sterne, wie z.B. Plejone, wechseln im Abstand einiger Jahre zwischen der Be- und Hüllenphase.
(HLD 2.2011)

BIB Code
Standardcodierung für Referenzen in vielen astronomischen Instituten, z.B. NED, SIMBAD, ADS. In dem neunzehnstelligen Code finden sich in Kurzform die Art der Referenz (Buch, Katalog, Periodika...), das Erscheinungsjahr, Seitennummer, Autor und einiges mehr. Ein Beispiel: 1988ApJ...324..767W
(HLD 8.2010)

Binning
Unter Binning versteht man das Zusammenfassen benachbarter Bildelemente (Pixel) im CCD-Sensor einer Kamera zu Pixelblöcken, was einige Vorteile hat. Das Licht eines Sterns, das sich ohne Binning auf mehrere Pixel verteilt, fällt nun auf wenige „Superpixel“. Beim 2 x 2 Binning sammelt ein Superpixel in der gleichen Zeit viermal soviel Photonen wie ein normales Pixel. Die Empfindlichkeit des CCD-Chips wird um den Faktor 4 erhöht. Allerdings wird auch die Sättigung der Pixel schneller erreicht.
(BR/HR/GR 2.2009)

Blazhko-Effekt
Bei der Mehrzahl der RR-Lyrae-Sterne wiederholt sich die Lichtkurve genau oder wenigstens nahezu im Periodenabstand. Bei einigen Sternen dieses Typs treten jedoch Änderungen der Lichtkurve auf, die schon nach einer oder wenigen Perioden sichtbar werden. Diese Lichtkurvenänderungen sind meistens periodisch. Sie können sowohl zu einer Schwankung der Maximumszeiten, als auch zu Schwankungen der Amplitude und damit der Maximalhelligkeiten führen. Diese Schwankungen entdeckte im Jahre 1907 Sergey Nikolaevich Blazhko (1870 – 1956) und seitdem werden sie als Blazhko-Effekt bezeichnet. Herbert Achterberg hat hierüber ausführlich im BAV Rundbrief Nr.1, 2005 ab Seite 23 berichtet.
(BR/HR/GR 2.2009)

Bruce Archiv
Eine mit dem Bruce Teleskop (benannt nach der Stifterin Catherine Wolfe Bruce), ein 40 cm Doppelrefraktor der Landessternwarte Heidelberg-Königsstuhl, erstellte Sammlung von über 10.000 Photoplatten.
Die Aufnahmen reichen bis Anfang des 20. Jahrhunderts zurück.
(HLD 2.2011)
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CDS
Centre de Données astronomiques de Strasbourg
(BR/HR/GR 2.2009)

Citizen Sky
Im Juni 2009 gegründetes Projekt unter Leitung der AAVSO, speziell zur Beobachtung von e Aurigae. Es wird versucht möglichst viele interessierte Laien an die Beobachtung heranzuführen und mittels Worshops, Blogs, Tutorials und weiterer Hilfen anzuleiten.
(HLD 2.2011)

Cluster Type Variable
Siehe Haufenveränderlicher
(HLD 8.2010)

COROT
Ein ESA-Forschungsatellit der Ende 2006 gestartet wurde. COROT steht für Convection, Rotation and planetary Transits. Als Weltraumteleskop ist COROT in der Lage zeitgleich bis zu 120.000 Sterne zu beobachten und kurzfristige Helligkeitsschwankungen zu erkennen. Neben dem Hauptziel, Informationen über die inneren physikalischen Eigenschaften der Sterne abzuleiten, sucht COROT auch gezielt nach Exoplaneten mittels der Transitmethode.
(HLD 8.2011
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D und d
Bei Bedeckungsveränderlichen nennt man die Dauer der Helligkeitsschwächung vom Normallicht zum Minimum und wieder zum Normallicht „D“. Sie wird in Stunden oder Periodenbruchteilen angegeben. Sofern es dabei zu einer totalen Bedeckung (mit konstanter Helligkeit) kommt, nennt man diesen Zeitbereich „d“. Die Abkürzung ist vom englischen Begriff „duration“ abgeleitet.
(BR/HR/GR 2.2009)

Datamining
Unter Datamining versteht man die systematische Anwendung von meist statistischen Methoden auf einen Datenbestand zur Mustererkennung. Bei großen Datenmengen wird eine Modellannahme über den Datenentstehungsprozess angewendet. Ein Beispiel sind Algorithmen zur Periodensuche bei veränderlichen Sternen.
(HLD 12.2010)

DEBRIS
Bei diesem internationalen Projekt sollen durch den Satelliten Herschel ca. 500 Sterne auf Staubscheiben und Planetesimale untersucht werden. Die Untersuchung weiterer Systemeigenschaften dieser Sterne ist ein wichtiger Bestandteil. Mittels Hoch-präzisionsphotometrie versuchen unter anderen auch BAV Mitglieder z. B. die Rotationszeiten der Sterne zu ermitteln.
(HLD/HR 11.2009)

DSLR
Digitale Spiegelreflexkameras werden auch als DSLR (digital single lens reflex) bezeichnet. DSLR nutzen statt eines Films einen Bildsensor z.B. CCD-Chip.
(BR/HR 11.2008)

DSS
Digitized Sky Survey. Die digitalisierte Version der Palomar Observatory Sky Survey (POSS) Fotoplatten für den Nordhimmel und der SERC/ESO Durchmusterungen für den Südhimmel. Diese Bilder sind im Internet frei verfügbar.
(HLD 11.2011
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ESO
European Southern Observatory. Europäische Organisation für astronomische Forschung in der südlichen Hemisphäre. Wurde 1962 gegründet um europäischen Astronomen Beobachtungsmöglichkeiten am Südhimmel zu verschaffen. Die ESO hat sechzehn Mitgliedsstaaten und betreibt unter anderen das Very Large Telescope (VLT) in Chile.
(HLD 12.2010)

Extrinsic Variable
("äußerlich Veränderliche") Angloamerikanischer Oberbegriff für Sterne, deren Veränderlichkeit nicht auf innere physikalische Prozesse beruht.
Dazu gehören die Bedeckungs- und die Rotationsveränderlichen.
(HLD 11.2011

Exzentrizität
In einem Mehrkörpersystem bewegen sich die Körper auf Kegelschnittbahnen, im Allgemeinen in Ellipsen. Die Abweichung von der exakten Kreisbahn wird durch die Exzentrizität, genauer durch die numerische Exzentrizität angegeben. Sie ist definiert durch die Wurzel aus der großen Halbachse zum Quadrat minus der kleinen Halbachse zum Quadrat dividiert durch die große Halbachse.
(HLD 2.2010)
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g-Modus
siehe Nichtradiale Pulsatoren
(HLD 4.2010)

GAIA
Eine für 2012 geplante ESA-Satellitenmission. GAIA soll dann die Positionen und Radialgeschwindigkeiten von über eine Milliarde Sternen hochpräzise messen.
(HLD 2.2010)

Gammastrahlenblitze, Gamma-Ray Bursts
Gammastrahlenblitze (GRB) wurden erstmals in den 1960er Jahren entdeckt. Der eigentliche Gammablitz dauert wenige Sekunden bis maximal einige Minuten. Ihm folgt ein Nachglühen im Optischen und Röntgenlicht. Man unterscheidet zur Zeit zwei verschiedene Klassen: Die langen GRB´s dauern im Mittel 35 Sekunden, aber auch Längen von 2000 Sekunden wurden schon beobachtet. Sie stehen in Zusammenhang mit den Hypernovae, dem Kernkollaps von extrem massereichen Sternen.
Die kurzen GRB´s dauern weniger als zwei Sekunden, auch ihr Nachglühen ist wesentlich kürzer. Hier scheint das verschmelzen zweier Neutronsterne in einem engen Doppelsternsystem die Ursache zu sein.
Würde ein Gammablitz gleichmäßig in alle Richtungen strahlen, währen Strahlungsleistungen von 10⁴⁵ Watt notwendig. Man nimmt daher an, dass ein Gammablitz nur in zwei engen, entgegengesetzten Bereichen mit einem Öffnungswinkel von wenigen Grad ausgesandt wird. Dadurch verringert sich die erforderliche Strahlungsleistung um ca. 3 Zehnerpotenzen, was die GRB´s immer noch zu den leuchtkräftigsten Erscheinungen im Universum macht.
(HLD 6.2011

GCVS
General Catalogue of Variable Stars.
(BR/HR 11.2008)

GEOS
Die „European Group for the Observation of Variable Stars“. Eine 1973 in Frankreich gegründete Vereinigung von Veränderlichenbeobachtern.
(HLD 2.2010)

GEOS Datenbank
Enthält ca. 50.000 Maxima von über 3300 RR Lyrae Sternen.
(HLD 2.2010)

Gleitende 3er Mittel
Eine Lichtkurve kann aus verschiedenen Gründen recht breit („verrauscht“) sein, z.B. wenn in einer Gemeinschaftslichtkurve verschiedene Beobachter mit unterschiedlichen Messmethoden gearbeitet haben. Um eine solche Kurve zu glätten kann das Verfahren der gleitenden Dreiermittel eingesetzt werden.
Hierbei bleibt der Trend der Kurve gut sichtbar, der Lichtkurvenzug und eine Auswertung werden aber vereinfacht.
Die Werte 1,2,3,4...n (Zeit und Helligkeit) von jeweils drei (z.B. 1,2,3) aufeinander folgenden Messungen werden arithmetisch gemittelt und als neue Messung verwendet. Danach gleitet man eine Messung weiter, verwendet 2,3,4 und mittelt wieder. Das Verfahren wird bis n durchgeführt.
(HLD 8.2010)

GSC
Guide Star Catalogue
(BR/HR/GR 2.2009)
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Harvard-Designation
Es ist die Nummer der Harvard-Durchmusterung, die sich auf die Sternorte der Epoche 1900 bezieht. Diese Angabe kennzeichnet Veränderliche im AAVSO-System.
(BR/HR 11.2008)

Haufenveränderlicher
Ältere Bezeichnung für RR-Lyrae-Sterne, da diese bevorzugt in Kugelsternhaufen gefunden wurden.
(HLD 8.2010)

Hauptminimum
Bedeckungsveränderliche zeigen während einer Periode zwei Minima. Das Hauptminimum (auch Min I) entsteht wenn der schwächere Begleitstern den helleren Hauptstern bedeckt. Analog dazu entsteht das Nebenminimum (Min II) wenn der Hauptstern den schwächeren Begleiter bedeckt.
(HLD/HR/GR 4.2009)

Hauptreihe
Ein Gebiet im HRD. Ein leicht S-förmig gebogenes Band welches sich von den heißen leuchtkräftigen O-Sternen bis zu den kühlen und leuchtschwachen M-Sternen quer durch das HRD zieht. Auf der Hauptreihe befinden sich ca. 90% aller Sterne.
(HLD/HR 9.2009)

HD-Nummer
Nummer eines Sterns im Henry-Draper-Katalog. Dieser ist zwischen 1918 und 1924 entstanden und beinhaltet Position und Spektraltyp von 225300 Sternen.
Im RB 4/2008 S. 265 letzte Zeile wurde die Harvard-Designation mit HD-Nummer bezeichnet, was nicht gebräuchlich ist.
(BR/HR/GR 11.2008)

Heliakischer Auf-/Untergang
Bezeichnet den Zeitpunkt an dem ein im Osten aufgehender bzw. im Westen untergehender Himmelskörper letztmals in der Dämmerung erkennbar ist. Neben der scheinbaren Helligkeit und der Dämmerungsdauer ist insbesondere der Winkelabstand zur Sonne entscheidend.
(HLD 8.2011

Heliozentrischer Zeitpunkt und heliozentrische Korrektur
Bei Helligkeitsmessungen, Minima-/Maxima-bestimmungen oder anderen Ereignissen rechnet man den Zeitpunkt so um, als ob vom Sonnenmittelpunkt aus beobachtet würde. Immerhin benötigt das Licht von der Sonne zur Erde bis zu 8,3 Minuten. Der heliozentrische Zeitpunkt ist daher der Zeitpunkt eines Ereignisses bezogen auf den Sonnenmittelpunkt. Den Zeitbetrag hierfür nennt man „heliozentrische Korrektur“ oder „Lichtzeitkorrektur“, abgekürzt „HK“.
(BR/HR/GR 2.2009)

Helligkeit, absolute
Die Helligkeit mit der uns ein Stern erscheint, ist sowohl von seiner tatsächlichen Leuchtkraft als auch von seiner Entfernung abhängig. Um tatsächliche Helligkeiten zu vergleichen wurde die absolute Helligkeit eingeführt, die definiert ist als die scheinbare Helligkeit aus einer Einheitsentfernung von 10 parsec ( rund 32,6 Lichtjahre). Dabei zeigt sich, das die meisten Sterne einen absoluten Helligkeitsbereich von ca. –9 mag bis +17 mag überdecken. Unsere Sonne (scheinbare Helligkeit –26,7 mag) erschiene aus 10 pc Entfernung nur als Stern von 4,8 mag.
(HLD 4.2010)

Hertzsprung Progression
Ein Phänomen in den Lichtkurven einiger Cepheiden. Ab einer Periodenlänge von 6...7d zeigt sich ein Buckel („Bump“) auf dem absteigenden Ast der Lichtkurve. Dieser Buckel wandert mit zunehmender Periode nach links und fällt bei einer Periodenlänge von 10...11d mit dem Maximum zusammen. Bei längeren Perioden wandert der Bump den aufsteigenden Ast hinab wo er bei Periodenlängen von über 20d verschwindet.
(HLD 2.2011)

Hertzsprung–Russell–Diagramm
Das Hertzsprung–Russell–Diagramm, kurz HRD, zeigt grob die Entwicklungs-verteilung der Sterne. Wird dazu die absolute Helligkeit (bzw. Leuchtkraft) gegen den Spektraltyp (bzw. Temperatur) aufgetragen, erhält man bei einer genügenden Anzahl von Eintragungen charakteristische linienartige Häufungen die man als Reihen oder Äste bezeichnet.
(HLD/HR 9.2009)

Hipparcos
(HIgh Precision PARalax COllecting Satellit) Astrometrischer Satellit. Erstellte zwischen 1989 und 1993 einen Positions- und Eigenbewegungskatalog mit bis dahin unerreichter Genauigkeit von 120.000 Sternen.
(HLD/HR 9.2009)

HRD
Abkürzung für den Begriff Herzsprung-Russell-Diagramm (siehe dort).
(BR/HR 11.2008)

HST campaign
Hubble Space Teleskop Programm.
(BR/HR/GR 2.2009)
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Inklination
Der Winkel einer Bahn zu einer Referenzebene, im Falle von Doppelsternen zur Sichtlinie. Nur wenn ein Bedeckungsveränderlicher eine Inklination von nahe 90° hat, ist die Bedeckung zentral.
(HLD 2.2010)

Instabilitätsstreifen
Der Instabilitätsstreifen ist ein schmaler, im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) senkrecht verlaufender Streifen, in dem Pulsationsveränderliche liegen. Er erstreckt sich von den hellsten Cepheiden bis hinunter zu pulsierenden weißen Zwergen (ZZ-Ceti-Sterne). Auch die RR-Lyrae-Sterne, Delta-Scuti-Sterne sowie Zwergcepheiden liegen darin.
Alle Veränderlichentypen im Instabilitätsstreifen pulsieren aufgrund des Kappa- Mechanismus. Die unterschiedlichen Typen ergeben sich, da Sterne verschiedener Massen, chemischer Zusammensetzung und unterschiedlichen Alters im Verlauf ihrer Entwicklung den Instabilitätsstreifen an verschiedenen Stellen durchlaufen.
(HLD 6.2011

Interferenzfilter
Engbandige Filter welche nur einen bestimmten Wellenlängenbereich passieren lassen.
(HLD/HR/GR 4.2009)

Intrinsic Variable
("innerlich Veränderliche") Zu dieser Gruppe gehören alle Sterne deren Veränderlichkeit auf innere physikalische Prozesse beruht.
Dazu gehören die eruptiven, die pulsierenden, die kataklysmischen und die Röntgendoppel-Sterne. Siehe auch Extrinsic Variable.
(HLD 11.2011

IR-Sperrfilter
Das Filter sperrt die vorhandenen, oft unerwünschten ultravioletten und infraroten Strahlen, die sich störend auf das Bild auswirken können, aus.
(BR/HR 11.2008)

Irisblendenphotometer
Misst die Schwärzung einer Photoplatte durch eine das Licht regulierende verstellbare Blende. Durch eine Ausmessung der Schwärzung und mit Hilfe von Eichsternen kann die Helligkeit eines Sterns auf der Photoplatte ermittelt werden. Dies war in vordigitalen Zeiten die genauste Methode zur Bestimmung von Sternhelligkeiten, wurde aber mittlerweile durch die CCD Technik fast völlig verdrängt.
(HLD 12.2010)
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Jets
Jets sind gerichtete Gasströme, die in akkredierenden Systemen sowohl kleinskalig, z.B. in Protosternen, als auch überdimensional in aktiven galaktischen Kernen, häufig vorkommen. Nur ein Teil der Materie in der Akkretionsscheibe erreicht das Objekt, der andere Teil strömt senkrecht zur Rotationsebene vom Akkretor weg. Die Kollimation wird vermutlich durch Magnetfelder verursacht. Siehe auch Akkretionsscheibe
(HLD 4.2010)
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KAIT
Katzman Automatic Imaging Telescope. Ein 30 Zoll vollautomatisches Teleskop des Lick Observatoriums in Kalifornien. Es wird hauptsächlich für die Suche nach Supernovaes eingesetzt.
(HLD/HR 9.2009)

Kappa – Mechanismus
Der Kappa – Mechanismus (κ-Mechanismus) ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsänderungen von einigen Pulsationsveränderlichen beschreibt. Dieser Mechanismus kann in Kraft treten, wenn die Opazität der ionisierten Heliumschicht, einige hunderttausend km unter der Sternoberfläche, durch zufällige Störungen mit zunehmender Temperatur ansteigt. In dieser Zone steigt die Absorption von Strahlungsenergie wodurch sich diese Zone ausdehnt bis die Opazität wieder abnimmt und die Schicht zurückschwingt. Dies geschieht über die Ruhelage hinaus wodurch der Prozess von neuen beginnt.
(HLD/HR 11.2009)

Kompaktes Objekt
In der Astrophysik wird ein Objekt dann als kompakt bezeichnet wenn seine Schwerebeschleunigung relativistisch wird, d.h. sein gravitativer Einfluss auf seine Umgebung nicht mehr nach der Newtonischen Mechanik sondern nach der allgemeinen Relativitätstheorie berechnet werden muss.
Dies ist im allgemeinen bei einer Fallbeschleunigung von ca. 10% der Lichtgeschwindigkeit ( 0.1c) der Fall.
Weiße Zwergsterne, Neutronsterne und schwarze Löcher (Kollapsare) sind kompakte Objekte.
(HLD 8.2010)
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Lithium Linie
Spektrallinie bei 670,8 nm. Lithium fusioniert schon bei geringen Temperaturen und ist daher bei älteren Sternen im Spektrum nicht mehr nachweisbar. Ein gebräuchlicher Indikator für junge Sterne und Nicht-Fusoren (z.B. Exoplaneten).
(HLD/HR 9.2009)

LKDB
Lichtenknecker-Database of the BAV.
(BR/HR 11.2008)
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mas
Milliarcsecond. Eine tausendstel Bogensekunde.
(HLD 12.2010)

McNeil Nebel
Ein von dem amerikanischen Amateur Jay McNeil 2004 entdeckter veränderlicher Reflektionsnebel im Orion.
(HLD/HR 9.2009)

mmag
Millimagnitude. Eine tausendstel Magnitude.
(HLD 12.2010)

Mount Stromlo Observatorium
Mit 1,88 m ehemals größtes Teleskop der Südhemisphäre und Sitz der Research School of Astronomy and Astrophysic der Australian National University. Das Observatorium selber, gegründet 1924, verlor schon in den 1960er Jahren durch zunehmende Lichtverschmutzung an Bedeutung und wurde weitgehend durch das Siding-Spring Observatorium ersetzt. 2003 wurde es durch Buschbrände größtenteils zerstört, der Wiederaufbau begann 2004.
(HLD 8.2011
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Nebenminimum
Siehe Hauptminimum (oben)
(HLD/HR/GR 4.2009)

Nichtradiale Pulsatoren
Die meisten Pulsationsveränderlichen zeigen radiale Pulsationen, d.h. die Sternmaterie bewegt sich gleichsam nach innen oder außen. Einige Typen zeigen jedoch ausschließlich oder zusätzlich nichtradiale Pulsationen. Dabei handelt es sich um transversal über die Oberfläche des Sterns laufende Wellen, die durch Druckdifferenzen (Schallwellen) angetrieben werden (p-Modus) oder durch Auftriebskräfte verursacht werden (g-Modus).
(HLD 4.2010)

Normalmaximum bzw. Normalminimum
Das liegt vor, wenn man die Messungen eines Zeitraumes mehrerer Perioden auf den Zeitraum einer Periode zusammenführt (reduziert) und dann das Maximum bzw. Minimum ableitet. Das ist innerhalb der BAV bei Delta-Cephei-Sternen üblich.
(BR/HR/GR 2.2009)

NSV
New Catalogue of Suspected Variable Stars.
(BR/HR 11.2008)

NSVS
Northern Sky Variability Survey
(BR/HR/GR 2.2009)

Nullepoche
Lichtwechselelemente geben an, welche Periode ein Veränderlicher hat und von welchem beobachteten Minimum oder Maximum an diese Periode anzuwenden ist. Dieses beobachtete Minimum oder Maximum nennt man Ausgangs- oder Nullepoche, meist mit „E0“ abgekürzt. Es sollte erwähnt werden, dass diese Angabe oft kein beobachtetes Minimum, sondern das Ergebnis einer Ausgleichsrechnung ist.
(BR/HR/GR 2.2009)
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oEA
Neue Untergruppe der Bedeckungsveränderlichen. Es handelt sich um pulsierende, Masse akkredierende Hauptreihensterne der Spektraltypen B bis F in halbgetrennten Algolsystemen („oscillating Eclipsing Binaries Type Algol“)
(HLD 2.2011)

OEJV
Open European Journal on Variable Stars.
(BR/HR 11.2008)

O’Connel-Effekt
Er tritt bei Bedeckungsveränderlichen auf, wenn aufgrund von Lichtreflexionen an einer Komponente das Hauptmaximum nach dem Hauptminimum etwas heller ist.
(BR/HR 11.2008)
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p-Modus
Siehe Nichtradiale Pulsatoren
(HLD 4.2010)

Periastron
Siehe Apsidendrehung
(HLD 2.2010)

Phase
Um innerhalb des Periodenbereiches der Helligkeitsänderung eines Veränderlichen Zeitpunkte eindeutig festlegen zu können, wird die Länge bzw. Dauer einer Periode mit dem Wert „1“ festgelegt und die Phase ist dann ein Zeitpunkt, der in Anteilen dieser Periode angegeben wird, also immer eine Dezimalzahl zwischen Null und Eins.
(BR/HR/GR 2.2009)

POSS
Die erste Palomar Observatory Sky Survey wurde in den Jahren 1950-57 erstellt (POSS I), später um die Southern Sky Survey und POSS II ergänzt. Es ist die am häufigsten genutzte Fotoplattensammlung, die auch in digitalisierter Form vorliegt.
(BR/HR 11.2008)

Präzession
Lat. Praecedere = voranschreiten. Die Präzession ist die Richtungsänderung der Achse eines rotierenden Körpers, wenn äußere Kräfte ein Drehmoment auf ihn ausüben. Durch die Trägheit der rotierenden Masse bewirkt eine Krafteinwirkung eine Ausgleichsbewegung durch die die Neigung seiner Achse senkrecht zur Krafteinwirkung ausweicht. Die Achse beschreibt durch diese Bewegung einen Kegelmantel.
Die Präzession ist bei vielen astronomischen Objekten direkt oder indirekt beobachtbar. So zeigt auch die Erde, bedingt durch die Gravitationskräfte von Sonne und Mond eine Präzession, deren kompletter Umlauf ca. 26.000 Jahre dauert.
(HLD 2.2011)
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QPO
Quasi-periodische Oszillationen. Objekte die im Millisekunden bis Minutenbereich quasiperiodische Intensitätsschwankungen zeigen.
Das Phänomen wird erklärt durch einen instabilen Akkretionsfluss auf ein kompaktes Objekt das zur Anregung von lokalen Störungen, den so genannten Blobs, führt. Diese Störungen können eine Zeit lang mit einer charakteristischen Frequenz schwingen und wieder verschwinden.
(HLD 8.2010)

Quanteneffizienz
Bei Photoempfängern, z. B. photografische Platte oder CCD, bezeichnet die Quanteneffizienz (QE) bei einer bestimmten Lichtwellenlänge das Verhältnis von Elektronen, die zum Photostrom beitragen, zur Anzahl der eingestrahlten Photonen. Während photografische Emulsionen eine QE von ca. 0,1%...3% besitzen, erreicht ein CCD Detektor ca. 80%.
(HLD 12.2010)
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Riesenast
Gebiet im HRD. Ein Ast welcher von der Hauptreihe beim Spektraltyp F nach rechts oben (kühlere Temperaturen und größere Leuchtkräfte) abzweigt.
(HLD/HR 9.2009)

ROTAT
Remote Observatory Theoretical Astrophysics Tuebingen. Ein von der Uni Tübingen betriebenes Observatorium in der Haute Provence, Frankreich. Hauptteleskop ist ein 60 cm f/3.5 Cassegrain. Das Teleskop kann vollständig über das Internet gesteuert werden. Auch Amateurastronomen können Beobachtungszeit beantragen.
(HLD 12.2010)

RV-Tauri-Sterne
sind pulsierende gelbe Überriesen, deren Lichtwechsel durch abwechselnd flache und tiefe Minima bei runden Maxima charakterisiert wird.
Ihre Spektralklassen sind F...G im Maximum bis K oder M im Minimum. RV Tauri Lichtkurven zeigen eine Form die an einen ß-Lyrae-Stern erinnert, jedoch mit spitzen Maxima. Nach einiger Zeit vertieft sich das Nebenminimum und wird zum Hauptminimum.
Der GCVS unterteilt die Subtypen RVa, deren mittlere Helligkeit sich nicht ändert und RVb, der eine mittlere Helligkeitsänderung mit einer Periode von 600...1500d zeigt.
Die Indizes a und b werden im Gegensatz zu allen anderen Typen und Subtypen im GCVS klein geschrieben um Verwechselungen mit der Klassifikation nach Preston (1963) zu vermeiden. Diese kennt die Subtypen RVA1 (Population I Sterne mit TiO- Absorbtionslinien im Minimum), RVA2 (Population I Sterne ohne TiO-Linien im Minimum), RVB (Spektraltyp Fp, Population I) und RVC (Fp Typ, Population II). Die Preston-Klassifikation bezieht sich ausschließlich auf das Spektrum und nicht auf die Lichtkurve.
(HLD 6.2011
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S&T
Sky and Telescope. Eine monatlich erscheinende englischsprachige astronomische Zeitschrift.
(HLD/HR/GR 4.2009)

SAAO
South African Astronomical Observatory. Diese Einrichtung der National Research Foundation wurde 1972 von der CSIR und der SERC aus Großbritannien gemeinsam gegründet. Zu den Hauptteleskopen gehört auch das Southern African Large Telescope (SALT) welches mit 11 Metern Durchmesser zu den größten Teleskopen der Welt gehört.
(HLD 11.2011

Saturation
Sättigung. Jedes Pixel auf einem CCD Chip kann nur eine bestimmte Menge Elektronen sammeln die von den Photonen aus einen Energieverbund herausgeschlagen werden. Ist die Grenze erreicht tritt keine weitere Verstärkung des Signals auf. Man spricht von Sättigung. Siehe auch ABG.
(HLD/HR/GR 4.2009)

SDSS
Sloan Digital Sky Survey. Eine seit 1998 laufende Himmelsdurchmusterung in sechs Farben die einmal 25% des Himmels überdecken soll.
(HLD/HR 9.2009)

Simbad
Astronomische Datenbank mit Daten, Identifikations- und Literaturhinweisen, sowie Messungen an Objekten außerhalb unseres Sonnensystems beim CDS.
(BR/HR/GR 2.2009)

Sonneberger Plattenarchiv
Das Plattenarchiv der Sternwarte Sonneberg umfasst ca. 300 000 photographische Aufnahmen des Himmels über Sonneberg aus dem Zeitraum 1923 bis heute. Es handelt sich dabei um die weltweit zweitgrößte Sammlung photografischer Himmelsaufnahmen. Das Archiv wurde mittlerweile größtenteils digitalisiert.
(HLD/HR 11.2009)

ST6
Starstracker 6 CCD Kamera der Santa Barbara Instrument Group (SBIG). Enthält den TC 241 Chip mit 375*242 Pixeln.
(HLD/HR/GR 4.2009)

Standardfelder
Über den Himmel verteilte kleine Felder in denen die Positionen, Helligkeiten und Farben der Sterne mit großer Genauigkeit gemessen wurden. Sie dienen zur Kalibrierung eigener Messungen.
(HLD/HR/GR 4.2009)

Superhumps
SU UMa Sterne, eine Unterklasse der Zwergnovae, zeigen neben normalen Ausbrüchen sog. Superhumps. Diese sind wesentlich länger und ca. 30% heller als normale Ausbrüche. Die Periode der Superhumps ist einige Prozent länger als die Orbitalperiode des Systems, die genauen Ursachen sind noch unklar.
(HLD/HR 11.2009)

SuperWASP
Super Wide Angle Search for Planets. Ein europäisches Projekt zur vollautomatischen Suche nach extrasolaren Planeten. Es besteht aus zwei autonomen Observatorien auf La Palma und in Südafrika. Jeweils acht Teleobjektive photometrieren in jeder klaren Nacht ca. 50000 Sterne und suchen nach Exoplaneten mittels der Transitmethode.
(HLD 11.2011

Symbiotischer Stern
Symbiotische Sterne (griech. Symbion: „zusammenleben“) sind Doppelsterne, bestehend aus einem Riesenstern und einem weißen Zwergstern. Charakteristisch ist ihr „zusammengesetztes“ Spektrum bestehen aus Absorbtions und Emissionslinien. Im Gegensatz zu den kataklysmischen Veränderlichen überschreitet der Riesenstern nicht sein Rochevolumen, es findet kein überfließen der Materie statt. Statt dessen akkrediert der Zwergstern den Teilchenwind des Riesen.
(HLD 4.2010)
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TAROT
Télescope à Action Rapide pour les Objets Transitoires. Ein von der ESO betriebenes, vollautomatisches 25cm f/3.5 Newtonteleskop zur Untersuchung von Gamma Ray Bursts (GRB). Es befindet sich am Calern Observatorium in Frankreich. Das Teleskop kann nach der Entdeckung eines GRBs innerhalb von Sekunden die Position anfahren und den genauen Ort im Sub-Bogensekundenbereich messen.
(HLD 12.2010)

Transitmethode
Auch Durchgangsmethode. Eine indirekte Nachweismöglichkeit für extrasolare Planeten (Exoplaneten). Falls die Bahn eines Exoplaneten so im Raum liegt, dass er aus Sicht der Erde vor seinem Zentralstern vorbeizieht, kommt es zu Bedeckungen, die durch hochpräzise Photometrie nachweisbar sind. Die Amplituden sind allerdings sehr gering. So verursacht ein jupitergroßer Planet um einen sonnenähnlichen Stern einen Helligkeitsabfall von ca. 1%.
(HLD 8.2011

TrES
Trans-atlantic Exoplanet Survey. Ein Projekt zur Exoplanetensuche. Drei 10 cm -Teleskope bilden das amerikanische Gegenstück zum SuperWASP Projekt.
(HLD 11.2011

TTV
Transit Timing Variations. Der Transit eines umlaufenden Körpers sollte nach den Keplerschen Gesetzen ein periodisches Ereignis sein. Zeitliche Variationen können auf Störungen durch einen dritten Körper hinweisen. Durch Messungen der TTV konnten schon viele sonst nicht nachweisbare Körper nachgewiesen werden.
(HLD 11.2011
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USNO B1.0
Ein vom U.S. Naval Observatory erstellter astrometrischer Sternkatalog mit über eine Milliarde Einträgen. Die gegebenen Helligkeiten gelten aber als ungenau. Oft zitiert wird auch der USNO A2.0 Katalog, ein Vorgänger des B1.0, mit „nur“ ca. 500 Millionen Einträgen.
(HLD/HR/GR 4.2009)
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VdSJ
Journal der Vereinigung der Sternfreunde (VdS). Dreimonatlich erscheinende Mitgliederpublikation mit Beiträgen aus den einzelnen Fachgruppen, auch der BAV als Fachgruppe „Veränderliche“ der VdS.
(HLD/HR/GR 4.2009)

VizieR
Datenbank astronomischer Kataloge beim CDS.
(BR/HR/GR 2.2009)
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W-UMa-Untertypen
Bedeckungsveränderliche vom Typ W UMa werden in zwei Unterklassen eingeteilt: Beim A-Typ entspricht das Hauptminimum der Bedeckung des größeren Sterns (Transit-Minimum), beim W-Typ wird der kleinere Stern total bedeckt (Okkulations-Minimum).
(HLD 2.2010)
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X;Y;Z (Massenhäufigkeiten)
Die chemische Zusammensetzung von Sternatmosphären wird häufig mit den Kürzeln X, Y und Z in Bruchteilen von Eins angegeben. Dabei steht X für Wasserstoff (H), Y für Helium (He) und Z für alle weiteren Elemente („Metalle“).
Sonnenähnliche Sterne haben eine übliche Zusammensetzung von X=0.70, Y=0.28, Z=0.02). Anomalien kommen jedoch vor, besonders während gewisser Phasen der Sternentwicklung.
(HLD 8.2011
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z
Maß der kosmologischen Rotverschiebung. Durch die allgemeine Expansion des Universums erscheinen elektromagnetische Wellen gedehnt (Doppler-Effekt), und zwar umso mehr, je weiter ein Objekt entfernt ist. „z“ berechnet sich durch
z = (λ_beobachtet - λ₀) / λ₀
(HLD 4.2010)
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