Das Handbuch zu KStars

Nun, da wir die Zeit und den Standort eingestellt haben, schauen wir uns ein bisschen um. Sie können die Ansicht mit den Pfeiltasten bewegen. Wenn Sie die Umschalttaste vor dem Verschieben mit den Pfeiltasten gedrückt halten, wird die Geschwindigkeit der Verschiebung erhöht. Die Ansicht kann auch bewegt werden, indem Sie mit der Maus klicken und ziehen. Beachten Sie, dass während der Bewegung nicht alle Objekte angezeigt werden. Dadurch wird die CPU entlastet, da sie dann nicht so viele Objekte berechnen muss, was die Bewegung flüssiger macht. (Sie können im Dialog KStars einrichten einstellen, welche Objekte bei der Bewegung ausgeblendet werden). Es gibt sieben Möglichkeiten, die Vergrößerung (oder Vergrößerungsstufe) der Anzeige zu verändern:

Beachten Sie, dass Sie bei höherer Vergrößerung lichtschwache Sterne besser sehen können als in der normalen Ansicht.

Verkleinern Sie die Ansicht, bis Sie eine grüne Kurve sehen, das ist Ihr lokaler Horizont. Wenn Sie die KStars Einstellungen nicht verändert haben, wird die Bereich unter dem Horizont grün sein, dies stellt den festen Boden der Erde dar. Sie sehen auch eine weiße Kurve für den Himmelsäquator und eine braune Kurve für die Ekliptik , also die Strecke, der die Sonne im Laufe des Jahres folgt. Deswegen können Sie die Sonne immer irgendwo auf der Ekliptik finden, und die Planeten sind nie weit davon entfernt.

KStars zeigt Tausende von Objekten am Himmel an: Sterne, Planeten, Kometen, Asteroiden, Sternhaufen, Nebel und Galaxien. Sie können für die angezeigten Objekte Aktionen aufrufen oder zusätzliche Informationen darüber erhalten. Klicken Sie auf ein Objekt und es wird in der Statusleiste identifiziert, halten Sie den Mauszeiger auf ein Objekt und es wird kurzzeitig ein Textfeld mit dem Name in der Himmelskarte angezeigt. Ein Doppelklick zentriert die Anzeige auf das Objekt und startet die Verfolgung (damit bleibt das Objekt im Zentrum der Anzeige, wenn die Zeit weiterläuft). Ein rechter Mausklick auf ein Objekt öffnet ein Kontextmenü mit zusätzlichen Optionen.

Das Kontextmenü

Hier ist ein Beispiel eines Kontextmenüs der rechten Maustaste für den Orionnebel:

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Das Erscheinungsbild des Kontextmenüs hängt von der Art des Objektes ab, auf das sie mit der rechten Maustaste geklickt haben, aber die grundlegende Struktur ist unten dargestellt. Sie können weitere ausführliche Informationen über das Kontextmenü bekommen.

Der obere Abschnitt enthält Textfelder mit Informationen (die nicht auswählbar sind). Das obere der drei Textfelder zeigt den Objektnamen und Objekttyp an. Die nächsten drei Textfelder zeigen die Aufgangs-, Durchgangs- und Untergangszeiten. Ständig sichtbar für die Aufgangs- und Untergangszeiten bedeutet, dass das Objekt am aktuellen Standort immer über dem Horizont steht.

Der mittlere Abschnitt enthält Einträge, um Aktionen mit dem Objekt durchzuführen, wie Zentrieren und Verfolgen, Details ... und Marke hinzufügen. In der Beschreibung des Kontextmenüs finden Sie eine vollständige Liste und Erläuterung für jede Aktion.

Der untere Abschnitt enthält Verknüpfungen zu Bildern und/oder informativen Webseiten über das ausgewählte Objekt. Wenn Sie eine zusätzliche URL kennen, die Informationen über das Objekt enthält, können Sie eine eigene Verknüpfung mit dem Eintrag Verknüpfung hinzufügen ... in das Kontextmenü des Objektes einfügen.

Objekte finden

Sie können nach benannten Objekten mit dem Dialog Objekt suchen suchen, den Sie mit dem Symbol Suchen in der Werkzeugleiste, mit dem Eintrag Objekt suchen ... im dem Menü Sichtrichtung oder durch Drücken von Strg+F aufrufen können. Der Dialog Objekt suchen ist unten dargestellt:

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Das Fenster enthält eine Liste alle KStars bekannten Objekte. Viele der Objekte haben nur einen numerischen Katalognamen (zum Beispiel NGC 3077), aber einige Objekte haben auch einen Namen (zum Beispiel "Whirlpool Galaxie"). Sie können die Liste nach Namen und nach Objekttyp filtern. Um nach dem Namen zu filtern, geben Sie eine Zeichenkette in das Eingabefeld oben im Fenster ein. Die Liste enthält dann nur noch Namen, die mit dieser Zeichenkette beginnen. Um nach dem Typ zu filtern, wählen Sie einen Typ aus dem Auswahlfeld unten im Fenster.

Um die Ansicht auf ein Objekt zu zentrieren, wählen Sie das Objekt in der Liste und drücken Sie Ok. Wenn das Objekt sich unter dem Horizont befindet, wird das Programm sie warnen, dass Sie außer dem Boden nichts sehen werden (Sie können die Sichtbarkeit des Bodens in den Anzeigeeinstellungen ändern oder wenn Sie den Knopf Boden in der Ansichtswerkzeugleiste drücken).

Hiermit ist die Einführung zu KStars beendet, obwohl nur ein kleiner Teil der vorhandenen Fähigkeiten gezeigt wurde. KStars enthält viele hilfreiche Astronomische Werkzeuge, es kann Ihr Teleskop steuern und bietet viele Möglichkeiten zur Einstellung und Anpassung. Zusätzlich enthält diese Handbuch das Astroinfo-Projekt, eine Folge von kurzen, miteinander verknüpften Artikeln über die Konzepte zu den Himmelkörpern und der Astrophysik, die die Grundlage von KStars bilden.

Beim Start von KStars wird die Zeit in KStars auf die Zeit Ihres Computers gestellt und die Uhr in KStars läuft wie in der Wirklichkeit. Wenn Sie die Uhr anhalten wollen, wählen Sie Uhr anhalten im Menü Zeit oder klicken Sie einfach auf das Symbol Pause in der Werkzeugleiste. Mit dem Drehfeld Zeitschritt in der Werkzeugleiste können Sie die Zeit schneller oder langsamer als normal und sogar rückwärts laufen lassen. Dieses Drehfeld hat zwei Gruppen von Knöpfen für Auf/Ab. Die erste durchläuft alle vorhandenen 83 Zeitschritte nacheinander. Die zweite wechselt zur nächsthöheren (oder niedrigeren) Zeiteinheit, damit Sie große Zeitschritte schneller ablaufen lassen können.

Zeit und Datum können Sie mit Zeit einstellen ... im Menü Zeit oder mit dem Symbol Zeit in der Werkzeugleiste einstellen. Im Fenster Zeit einstellen finden Sie die KDE-Standard Datumsauswahl zusammen mit drei Drehfeldern für die Einstellung von Stunden, Minuten und Sekunden. Wollen Sie die Simulationsuhr wieder auf die Zeit des Computers einstellen, wählen Sie nur Aktuelle Zeit einstellen aus dem Menü Zeit.

Im Dialog KStars einrichten können Sie eine große Anzahl von Optionen für die Ansicht einstellen. Diesen Dialog öffnen Sie mit entweder mit dem Symbol Einstellungen in der Werkzeugleiste, oder durch Auswahl von KStars einrichten ... aus dem Menü Einstellungen. Das Fenster ist unten dargestellt:

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Der Dialog KStars einrichten ist in fünf Karteikarten eingeteilt: Kataloge, Hilfslinien, Sonnensystem, Farben und Erweitert.

Auf der Karte Kataloge können Sie wählen, welche Objektkataloge in der Karte angezeigt werden. Im Abschnitt Sterne können Sie auch das „untere Helligkeitslimit“ für Sterne einstellen und ein Magnitudenlimit für die Anzeige der Namen und/oder Magnitude der Sterne. Unter dem Abschnitt "Sterne" befindet sich der Abschnitt Tiefe Himmelsobjekte mit den Einstellungen für die Anzeige von nichtstellaren Himmelsobjekten. Als Standard enthält die Liste den Messier-, NGC- und IC-Katolog. Sie können Ihre eigenen Objektkataloge hinzufügen, indem Sie den Knopf Katalog hinzufügen ... drücken. Genauere Informationen zu eigenen Katalogdateien finden Sie in der Datei README.customize, die mit KStars ausgeliefert wird.

Im Abschnitt Sonnensystem können Sie angeben, ob die Sonne, der Mond, die Planeten, Kometen und Asteroide angezeigt werden sollen und ob diese Himmelskörper als farbige Kreise oder mit ihren wirklichen Bildern angezeigt werden sollen. Sie können auch bestimmen, ob die Sonnensystemkörper Bezeichnungen tragen und können kontrollieren, wie viele der Kometen und Asteroiden Namensbezeichnungen tragen. Es gibt eine Einstellung, um automatisch „Umlaufspuren“ hinzuzufügen, wenn ein Sonnensystemkörper verfolgt wird und eine andere Einstellung, ob die Planetenfarbe in den Sternenhintergrund verläuft.

Die Karte Hilfslinien lässt Sie einstellen, was außer den Objekten angezeigt werden soll (z.B. Sternbildlinien, Sternbildnamen, Milchstraßenkonturen, Himmelsäquator, Ekliptik, Horizont und undurchsichtiger Boden). Sie können auch auswählen, ob Sie lateinische Sternbildnamen, dreibuchstabige IAU-Standardabkürzungen oder Namen in ihrer eigenen Sprache sehen wollen.

Letztendlich können Sie das Farbenschema auf der Seite Farben einstellen. Die Seite ist in zwei Felder aufgeteilt:

Die linke Seite zeigt eine Liste aller Objekte, deren Farben verändert werden kann. Klicken Sie auf einen Eintrag, um einen Dialog zur Farbwahl zu öffnen, in dem Sie die Farbe verändern können. Unter der Liste ist das Sternenfarben-Auswahlfeld. Standardmäßig zeichnet KStars die Sterne mit realistischen Farben, die vom Spektraltyp des Sterns abhängen. Dennoch können Sie auch auswählen, dass die Sterne nur als weiße, schwarze oder rote Kreise angezeigt werden. Wenn Sie die realistischen Sternenfarben benutzen, können Sie die Sättigungsstufe der Sternenfarben im Drehfeld Sternenfarbenintensität einstellen.

Im rechten Rahmen werden die definierten Farbschemata aufgelistet. Es gibt drei vordefinierte Schemata: Das Standard-Schema, ein Sternenkartenschema mit schwarzen Sternen auf einem weißen Hintergrund, Nachtsicht nur mit Abstufungen in roter Farbe, um Ihre nachtangepasste Sicht nicht zu stören und Mondlose Nacht, ein realistischeres, dunkles Design.Zusätzlich können Sie die aktuellen Farbeinstellungen als eigene Einstellung speichern, indem Sie auf den Knopf Farbschema speichern klicken. Sie werden nach einem Namen für das neue Schema gefragt und dann wird ihr Schema in allen weiteren KStars-Sitzungen in der Liste auftauchen. Um ein eigenes Schema zu löschen, wählen Sie das Schema aus der Liste und drücken Sie den Knopf Farbschema entfernen.

Die Karte Erweitert ermöglicht Ihnen eine genaue Einstellung der Verhaltensweise von KStars.

Das Ankreuzfeld Atmosphärische Lichtbrechung korrigieren kontrolliert, ob die Positionen der Objekte wegen der Effekte der Lichtbrechung korrigiert werden. Da die Atmosphäre eine kugelförmige Muschel ist, wird das Licht aus dem All „gebrochen“, wenn es durch die Atmosphäre zu unseren Teleskopen oder unseren Augen auf der Erdoberfläche kommt. Der Effekt ist dabei am größten bei Objekten in der Nähe des Horizonts und verändert tatsächlich die vorhergesagten Aufgangs- und Untergangszeiten von Objekten um mehrere Minuten! Wenn Sie einen Sonnenuntergang „sehen“, ist die Position der Sonne tatsächlich schon unter dem Horizont, die atmosphärische Lichtbrechung lässt dabei die Sonne immer noch scheinbar am Himmel sichtbar sein. Beachten Sie, dass die atmosphärische Lichtbrechung nie verwendet wird, wenn Sie Äquatoriale Koordinaten benutzen.

Die Einstellung Animierte Bewegung benutzen kontrolliert, wie die Anzeige sich verändert, wenn eine neue Position in der Karte ausgewählt wird. Normalerweise sehen Sie den Himmel zu der neuen Position an sich „vorbeidriften“; Falls Sie die Einstellung deaktivieren, wird die Anzeige stattdessen sofort zu neuen Position „springen“.

Falls die Einstellung Marke zum zentrierten Objekt hinzufügen aktiviert ist, wird eine Namensmarke automatisch an das Objekt angefügt, wenn es vom Programm verfolgt wird. Die Bezeichnung wird entfernt, wenn das Objekt nicht länger verfolgt wird. Beachten Sie, dass Sie auch eine dauerhafte Namensmarke im Kontextmenü hinzufügen können.

Es gibt drei Situationen, in denen KStars die Himmelskarte sehr schnell neu zeichnen muss: Wenn eine neue Fokusposition ausgewählt wird (und Animierte Bewegung benutzen ausgewählt ist), wenn der Himmel mit der Maus bewegt wird und wenn die Zeitschritteinheit relativ groß ist. In diesen Situationen müssen alle Objektpositionen schnell neu berechnet werden, was eine hohe Last auf die CPU bedeutet. Wenn die CPU den Anforderungen nicht nachkommen kann, sieht die Anzeige unschön aus. Um das zu umgehen, wird KStars bestimmte Objekte in diesen Situationen ausblenden, wenn die Einstellung Objekte während der Bewegung ausblenden ausgewählt ist. Die Zeitschrittgrenze, über der Objekte ausgebelndet werden, wird durch die Einstellbox Auch verstecken wenn Zeitschritt größer als: kontrolliert. Sie können die auszublendenden Objekte über den Abschnitt Auszublendende Objekte bestimmen.

Es gibt mehrere Möglichkeiten, die Anzeige nach Ihren Wünschen einzustellen.

Eine Grundvoraussetzung für das Studium des Himmels ist, festzulegen, wo die Dinge im Himmel sich befinden. Um Himmelspositionen festzulegen, haben Astronomen verschiedene Koordinatensysteme entwickelt. Jedes benutzt ein Koordinatengitter, das auf die Himmelssphäre projiziert ist, in Anlehnung an das geographische Koordinatensystem, das auf der Erdoberfläche benutzt wird. Die Koordinatensysteme unterscheiden sich nur in der Wahl ihrer Bezugsfläche, die den Himmel in zwei gleiche Halbkugeln entlang eines Großkreises unterteilt. (Die Bezugsfläche des geographischen Koordinatensystems der Erde ist der Äquator). Jedes Koordinatensystem ist nach der ausgewählten Bezugsfläche benannt.

Der Himmelsäquator ist ein imaginärer Großkreis auf der Himmelssphäre. Der Himmelsäquator ist die Bezugsebene des Äquatorialen Koordinatensystem, sie ist definiert als der geometrischer Ort von Punkten mit einer Deklination von Null Grad. Der Himmelsäquator ist außerdem eine Projektion des Erdäquators auf den Himmel.

Der Himmelsäquator und die Ekliptik bilden einen Winkel von 23,5 Grad im Himmel. Die Schnittpunkte von Himmelsäquator und Ekliptik sind die Tagundnachtgleichen im Herbst und Frühjahr.

Der Himmel scheint von Osten nach Westen zu ziehen und einen vollen Umlauf um den Himmel in 24 Stunden (Sternenzeit) zu vollziehen. Dieses Phänomen entsteht wegen der Drehung der Erde um ihre eigene Achse. Die Drehachse der Erde schneidet die Himmelssphäre in zwei Punkten. Diese Punkte sind die Himmelspole. Wenn die Erde sich dreht, bleiben sie fest im Himmel und alle anderen Punkte scheinen sich um sie herum zu drehen. Die Himmelspole sind sind auch die Pole des äquatorialen Koordinatensystems, was bedeutet, dass sie Deklinationen von +90 und -90 Grad (Nord- bzw. Südpol) haben.

Der nördliche Himmelspol hat dieselben Koordinaten wie der helle Stern Polaris (Lateinisch für „Polarstern“). Das macht den Polaris nützlich für die Navigation: Er ist nicht nur immer der Nordpunkt des Horizonts, sein Höhenwinkel ist immer (fast) gleich dem geographischen Breitengrad des Betrachters. (Jedoch kann der Polaris nur von Orten auf der nördlichen Erdhalbkugel gesehen werden).

Die Tatsache, dass sich der Polaris in der Nähe des Pols befindet, ist ein reiner Zufall. Tatsächlich ist der Polaris wegen der Kreiselbewegung nur für einen kleinen Bruchteil der Zeit in der Nähe des Pols.

Die Himmelssphäre ist eine gedachte Kugel mit einem gigantischen Radius mit der Erde als Mittelpunkt. Alle Objekte, die im Himmel gesehen werden können, kann man sich als Punkte auf der Oberfläche dieser Kugel vorstellen.

Natürlich wissen wir, dass sich die Objekte im Himmel nicht auf der Oberfläche einer Kugel mit der Erde als Mittelpunkt befinden, warum brauchen wir also eine solche Konstruktion? Alles, was wir im Himmel sehen, ist so sehr weit weg, dass die Entfernungen nicht durch bloßes Anschauen gemessen werden können. Da die Entfernung unbestimmt ist, brauchen Sie nur die Richtung des Objekts zu kennen, um es am Himmel finden zu können. In diesem Sinne ist das Modell der Himmelssphäre eine sehr praktisches Modell, um den Himmel abzubilden.

Die Richtungen verschiedener Objekte im Himmel können mit einem Himmelskoordinatensystems angegeben werden.

Die Ekliptik ist ein imaginärer Großkreis auf der Himmelssphäre, auf dem sich die Sonne im Laufe des Jahres zu bewegen scheint. Natürlich ist es in Wirklichkeit der Umlauf der Erde um die Sonne, der die Richtung der Sonne verändert. Die Ekliptik ist im Vergleich zum Himmelsäquator um 23,5 Grad geneigt. Die zwei Punkte, an denen die Ekliptik den Himmelsäquator schneidet, sind als Tagundnachtgleichen bekannt.

Da unser Sonnensystem relativ flach ist, sind die Umlaufbahnen der Planeten der Ekliptik relativ nahe. Zusätzlich befinden sich auch die Tierkreiszeichen entlang der Ekliptik. Das macht die Ekliptik sehr nützlich als Referenzlinie für jeden, der die Planeten oder Tierkreiszeichen finden möchte, da diese buchstäblich „der Sonne folgen“.

Wegen der Neigung der Ekliptik von 23,5 Grad ändert sich die Höhe der Sonnenstandes am Mittag im Laufe des Jahres, da die Sonne auf der Bahn der Ekliptik über den Himmel läuft. Daraus entstehen die Jahreszeiten. Im Sommer ist die Sonne Mittags hoch am Himmel und bleibt länger als 12 Stunden über dem Horizont. Im Winter dagegen steht die Sonne Mittags niedriger und ist weniger als 12 Stunden über dem Horizont zu sehen. Zusätzlich trifft das Sonnenlicht die Oberfläche der Erde im Sommer in einem steileren Winkel, damit erhält die gleiche Fläche mehr Energie je Sekunde im Sommer als im Winter. Die Unterschiede in der Tagesdauer und in der eingestrahlten Energie je Flächeneinheit führen zu den Temperaturunterschieden im Sommer und Winter.

Viele Menschen kennen die Tagundnachtgleichen im Frühjahr und im Herbst als Kalenderdaten, die den Beginn des Frühlings bzw. des Herbstes auf der nördlichen Halbkugel markieren. Wussten Sie, dass die Tagundnachtgleichen auch Positionen im Himmel sind?

Der Himmelsäquator und die Ekliptik sind zwei Großkreise auf der Himmelssphäre, die einen Winkel von 23,5 Grad haben. Die zwei Punkte, an denen sie sich schneiden, werden Tagundnachtgleichen genannt. Die Frühlings-Tagundnachtgleiche hat die Koordinaten Rekt=0,0 Stunden, Dekl=0,0 Grad. Die Herbst-Tagundnachtgleiche hat die Koordinaten Rekt=12,0 Stunden, Dekl=0,0 Grad.

Die Tagundnachtgleichen sind wichtig, um die Jahreszeiten festzulegen. Da sie sich auf der Ekliptik befinden, läuft die Sonne durch jede Tagundnachtgleiche jedes Jahr einmal. Wenn die Sonne durch die Frühlings-Tagundnachtgleiche läuft (normalerweise am 21. März), überquert sie den Himmelsäquator von Süden nach Norden und markiert damit das Ende des Winters auf der nördlichen Erdhalbkugel. Genauso kreuzt die Sonne den Himmelsäquator von Norden nach Süden, wenn Sie durch die Herbst-Tagundnachgleiche läuft (normalerweise am 21. September), und markiert das Ende des Winters auf der südlichen Erdhalbkugel.

Standorte auf der Erde können mit einem sphärischen Koordinatensystem angegeben werden. Das geographische („erd-abbildende“) Koordinatensystem ist an der Drehachse der Erde ausgerichtet. Es definiert zwei Winkel, die vom Zentrum der Erde gemessen werden. Ein Winkel, genannt Breitengrad, misst den Winkel zwischen einem Punkt und dem Äquator. Der andere Winkel, genannt Längengrad, misst den Winkel entlang des Äquators von einem beliebigen Punkt auf der Erde (Greenwich, England ist als Nullpunkt für den Längengrad in fast allen modernen Gesellschaften akzeptiert).

Indem man diese beiden Winkel kombiniert, kann man jeden Ort auf der Erde angeben. Zum Beispiel hat Baltimore, Maryland (USA) den Breitengrad von 39,3 Grad Nord und eine Längengrad von 76,6 Grad West. Also wird ein Vektor, der vom Erdmittelpunkt in einem Winkel von 39,3 Grad über dem Äquator und 76,6 Grad westlich von Greenwich, England gezogen wird, Baltimore durchqueren.

Der Äquator ist offensichtlich ein wichtiger Teil des Koordinatensystems, er stellt den Nullpunkt des Breitengrades dar und die Hälfte des Weges zwischen den Polen. Der Äquator ist die Bezugsfläche des geographischen Koordinatensystems. Alle sphärischen Koordinatensysteme definieren solch eine Bezugsfläche.

Linien gleichen Breitengrades werden Parallelen genannt. Sie bilden Kreise auf der Erdoberfläche, aber die einzige Parallele, die ein Großkreis ist, ist der Äquator (Breite = 0 Grad). Linien von gleicher Länge werden Meridiane genannt. Der Meridian, der durch Greenwich läuft, ist der Nullmeridian (Länge = 0 Grad). Im Gegensatz zu den Parallelen sind alle Meridiane Großkreise und sind nicht parallel, sie schneiden sich im Nord- und Südpol.

Stellen Sie sich eine große Kugel wie die Erde oder die Himmelssphäre vor. Die Schnittpunkte einer jeden Fläche mit der Kugel ergeben einen Kreis auf der Oberfläche der Kugel. Wenn die Fläche zufällig den Mittelpunkt der Kugel enthält, ist der Schnittkreis ein Großkreis. Großkreise sind die größten Kreise, die man auf einer Kugel ziehen kann. Genauso liegt die kleinste Strecke zwischen zwei Punkten auf der Kugel immer auf einem Großkreis.

Einige Beispiele von Großkreisen auf der Himmelssphäre sind der Horizont, der Himmelsäquator und die Ekliptik.

Der Horizont ist die Linie, die die Erde vom Himmel trennt. Genauer ist sie die Linie, die alle Richtungen, in die Sie schauen können, in zwei Kategorien einteilt: die Richtungen, die auf die Erde treffen, und alle anderen. An vielen Orten wird der Horizont von Bäumen, Bauwerken, Bergen usw. verdeckt. Wenn Sie sich jedoch auf einem Schiff auf dem Meer befinden, ist der Horizont gut zu sehen.

Der Horizont ist die Bezugsfläche des Horizontalen Koordinatensystems. Mit anderen Worten ist er der Ort aller Punkte, der eine Höhe von Null Grad haben.

Wie im Artikel über die Sternenzeit erklärt, ist die Rektaszension eines Objektes die Sternenzeit, zu der es Ihren lokalen Meridian passiert. Der Stundenwinkel eines Objektes ist definiert als die Differenz zwischen der aktuellen lokalen Sternenzeit und der Rektaszension des Objekts.

SW_obj = LSZ - RA_obj

Also zeigt der Stundenwinkel des Objektes, wie viel Sternenzeit seit dem Überqueren des lokalen Meridians vergangen ist. Es ist auch der winkelförmige Abstand zwischen dem Objekt und dem Meridian, gemessen in Stunden (1 Stunde = 15 Grad). Wenn ein Objekt zum Beispiel einen Stundenwinkel von 2,5 Stunden hat, hat es den lokalen Meridian 2,5 Stunden zuvor überquert und ist zur Zeit 37,5 Grad westlich des Meridians. Negative Stundenwinkel zeigen die Zeitspanne an, bis das Objekt den Meridian das nächste Mal überquert. Natürlich bedeutet ein Stundenwinkel von Null, dass das Objekt sich gerade auf dem lokalen Meridian befindet.

Der Meridian ist ein imaginärer Großkreis auf der Himmelssphäre, der senkrecht zum lokalen Horizont steht. Er geht durch den Nordpunkt des Horizonts, durch den Himmelspol, bis zum Zenit und durch den Südpunkt des Horizonts.

Da er an den lokalen Horizont gekoppelt ist, scheinen die Sterne am lokalen Meridian vorbeizuziehen, da sich die Erde dreht. Sie können die Rektaszension und die lokale Sternenzeit eines Objektes benutzen, um herauszufinden, wann es Ihren lokalen Meridian kreuzt (siehe Stundenwinkel).

Die Kreiselbewegung ist die allmähliche Änderung der Richtung der Drehachse der Erde. Die Drehachse folgt einem Kegel und vollendet einen Umlauf in 26.000 Jahren. Wenn Sie jemals einen Kreisel gedreht haben, ist die „schwankende“ Drehung der Spitze während der Bewegung eine Kreiselbewegung.

Da sich die Richtung der Drehachse verändert, ändern sich auch die Positionen der Himmelspole.

Der Grund für die Kreiselbewegung der Erde ist kompliziert. Die Erde ist keine perfekte Kugel, sie ist ein bisschen abgeflacht, was bedeutet, dass der Großkreis des Äquators länger ist als ein „meridianischer“ Großkreis, der durch die Pole geht. Zudem liegen der Mond und die Sonne außerhalb der äquatorialen Fläche. Ein Ergebnis daraus ist, dass der Gravitationseinfluss des Mondes und der Sonne auf die abgeplattete Erde zusätzlich zur linearen Kraft einen leichtes Drehmoment hervorruft. Dieses Drehmoment des drehenden Körpers der Erde führt zu dieser Kreiselbewegung.

Der Zenit ist der Punkt im Himmel, den Sie sehen, wenn Sie vom Boden aus „genau nach oben“ schauen. Genauer ist es der Punkt im Himmel mit einer Höhe von +90 Grad; Es ist der Pol des horizontalen Koordinatensystems. Geometrisch ist er der Punkt auf der Himmelssphäre, der entsteht, wenn die Himmelssphäre von einer Linie geschnitten wird, die vom Erdmittelpunkt durch Ihren Standort auf der Erdoberfläche geht.

Der Zenit ist gemäß der Definition ein Punkt auf dem lokalen Meridian.

Der Julianische Kalender ist ein Verfahren, das aktuelle Datum einfach durch Zählen der Tage seit einem vergangenen, beliebigen Tag zu bestimmen. Diese Anzahl von Tagen wird als Julianischer Tag bezeichnet, abgekürzt mit JD. Der Startpunkt JD=0 ist am 1. Januar 4713 v. Chr. (oder 1. Januar -4712, da es kein Jahr Null gab). Julianische Tage sind sehr nützlich, da sie es einfacher machen, die Anzahl von Tagen zwischen zwei Ereignissen zu ermitteln, indem einfach die zwei Julianischen Tagesdaten voneinander subtrahiert werden. Eine solche Berechnung ist schwer mit dem normalen (Gregorianischen) Kalender, da die Tage in Monate gruppiert sind, die eine unterschiedliche Anzahl von Tagen enthalten und eine weitere Schwierigkeit mit dem Schaltjahr hinzukommt.

Die Konvertierung vom normalen (Gregorianischen) Kalender in Julianische Tage und umgekehrt wird besser einem speziellen Programm überlassen, das dafür geschrieben wurde, wie dem KStars-Astrorechner. Dennoch ist hier für Interessierte ein einfaches Beispiel einer Unrechnung des Datums vom Gregorianischen in den Julianischen Kalender:

JT = T - 32075 + 1461*( J + 4800 + ( M - 14 ) / 12 ) / 4 + 367*( M - 2 - ( M - 14 ) / 12 * 12 ) / 12 - 3*( ( J + 4900 + ( M - 14 ) / 12 ) / 100 ) / 4

wobei T der Tag ist (1-31), M der Monat (1-12) und J das Jahr (1801-2099). Beachten Sie, dass diese Formel nur für Daten zwischen 1801 und 2099 funktioniert. Weiter entfernte Daten erfordern eine komplexere Umwandlung.

Ein Beispieldatum für den Julianischen Tag ist JD 2440588, das dem 1. Januar 1970 entspricht.

Julianische Tage können auch dazu benutzt werden, die Zeit anzuzeigen, die Zeit des Tages wird als Teil eines vollen Tages angegeben mit 12:00 Mittag (nicht Mitternacht) als Nullpunkt. Also ist 15.00 Uhr am 1. Januar 1970 JD 2440588,125 (da 15.00 Uhr drei Stunden nach Mittag ist und 3/24 = 0,125 Tage). Beachten Sie, dass der Julianische Tag immer von der Universalzeit bestimmt wird, nicht von der lokalen.

Astronomen benutzen bestimmte Julianische Tage als wichtige Referenzpunkte, genannt Epochen. Eine weitverbreitete Epoche ist J2000, es ist der Julianische Tag für den 1. Januar 2000 um 12.00 Uhr Mittag = JD 2451545,0.

Weitere Informationen sind im Internet verfügbar. Ein guter Startpunkt ist das U.S. Naval Observatory. Falls diese Seite nicht verfügbar sein sollte, wenn Sie dies lesen, suchen Sie einfach nach „Julian Day“ mit Ihrer Lieblingssuchmaschine.

Die Erde hat zwei Bewegungskomponenten. Einmal dreht sie sich um ihre eigene Rotationsachse, eine ganze Umdrehung dauert einen Tag. Zum anderen dreht sie sich um die Sonne, eine volle Umdrehung dauert ein Jahr.

Normalerweise besteht ein Kalenderjahr aus 365 Tagen, aber es stellte sich heraus, dass ein wirkliches Jahr (d.h. eine volle Umdrehung der Erde um die Sonne, auch tropisches Jahr genannt) ein bisschen länger als 365 Tage ist. In anderen Worten macht die Erde während eines Umlaufs um die Sonne 365,24219 Umdrehungen um die eigene Achse. Seien Sie davon nicht überrascht, es gibt keinen Grund, weshalb die Eigenrotation und die Umdrehung um Sonne in irgendeiner Weise synchronisiert sein sollten. Dennoch macht es die Erstellung eines Kalenders etwas unangenehm!

Was würde passieren, wenn wir die 0,24219 Umdrehungen am Ende des Jahres ignorieren, und ein Kalenderjahr mit 365 Tagen definieren? Der Kalender ist grundsätzlich ein Plan für den Umlauf der Erde um die Sonne. Wenn wir die zusätzliche Umdrehung am Ende jedes Jahres ignorieren würden, wird mit jedem Jahr das Kalenderdatum im Vergleich zum tatsächlichen Standort der Sonne weiter zurückbleiben. In nur wenigen Jahrzehnten werden sich die Daten der Sonnenwenden und Tagundnachtgleichen erkennbar verschoben haben.

Tatsächlich wurden früher alle Jahre mit 365,0 Tagen angenommen und der Kalender „entfernte“ sich immer mehr von den wirklichen Jahreszeiten. Im Jahre 46 v. Chr. führte Julius Cäsar den Julianischen Kalender ein, der die ersten Schaltjahre der Welt enthielt. Er verfügte, dass jedes 4. Jahr 366 Tage lang sein sollte, womit ein Jahr im Durchschnitt 365,25 Tag lang war. Das löste das Problem mit der Verschiebung des Kalenders schon ziemlich gut.

Dennoch wurde das Problem vom Julianischen Kalender nicht komplett gelöst, da das tropische Jahr nicht 365,25 Tage lang ist, sondern 365,24219 Tage. Man hatte immer noch ein Problem mit der Verschiebung des Kalenders. Es dauerte nun einfach länger, bis die Abweichung sich bemerkbar machte. Und so schuf Papst Gregor XIII 1582 den Gregorianischen Kalender, der ungefähr dem Julianischen entsprach, aber einen kleinen zusätzlichen Trick für die Schaltjahre enthielt: Die gerade Jahrhundertjahre (die auf „00“ enden) sind nur Schaltjahre wenn sie durch 400 teilbar sind. Also waren die Jahre 1700, 1800 und 1900 keine Schaltjahre (obwohl sie nach dem Julianischen Kalender welche gewesen wären), wobei das Jahr 2000 ein Schaltjahr war. Diese Änderung ergibt eine durchschnittliche Länge eines Jahre von 365,2425 Tagen. Also gibt es immer noch eine kleine Kalenderverschiebung, aber daraus entstehen in 10.000 Jahren nur 3 Tage Unterschied! Der Gregorianische Kalender wird immer noch als Standardkalender in weiten Teilen der Welt benutzt.

Die Zeit, die wir normalerweise benutzen, ist die Sonnenzeit. Die grundlegende Einheit der Sonnenzeit ist ein Tag: Die Zeit, die die Sonne braucht, um, wegen der Rotation der Erde, 360 Grad um den Himmel zu ziehen. Kleinere Einheiten der Sonnenzeit sind einfach Bruchteile eines Tages.

Jedoch gibt es ein Problem mit der Sonnenzeit. Die Erde dreht sich nicht um 360 Grad an einem Sonnentag. Die Erde befindet sich in einem Orbit um die Sonne und bewegt sich an einem Tag ungefähr ein Grad entlang dieses Orbits (360 Grad/365,25 Tage für einen vollen Umlauf = ungefähr ein Grad pro Tag). Also ändert sich in 24 Stunden die Richtung zur Sonne um ungefähr ein Grad. Deshalb muss die Erde sich 361 Grad drehen, damit es wieder so aussieht, also ob die Sonne 360 Grad gewandert sei.

In der Astronomie kümmern wir uns darum, wie lange die Erde braucht, um sich in Bezug auf „feste“ Sterne, nicht auf die Sonne zu drehen. Also wollten wir eine Zeiteinteilung, die den komplizierten Umlauf der Erde um die Sonne nicht mehr berücksichtigt und einfach beschreibt, wie lange die Erde braucht, um eine 360 Grad-Umdrehung in Bezug auf die Sterne zu vollenden. Diese Umdrehungszeit wird Sternentag genannt. Im Durchschnitt ist er, wegen des zusätzlichen Grades, 4 Minuten kürzer als der Sonnentag. Nun hätten wir den Sonnentag als 23 Stunden und 56 Minuten definieren können, jedoch definieren wir lieber Sonnenstunden, -minuten und -sekunden, die dieselben Bruchteile des Tages sind, wie ihre Gegenstücke der Sonnenzeit. Deswegen ist eine Sonnensekunde 1,00278 Sternensekunden.

Die Sternenzeit ist nützlich, um herauszufinden, wo die Sternen zu einer bestimmten Zeit sein werden. Die Sternenzeit teilt eine volle Umdrehung der Erde in 24 Sternenstunden ein, genau wie die Karte des Himmels in 24 Stunden der Rektaszension eingeteilt ist. Das ist kein Zufall. Die lokale Sternenzeit (SZ) zeigt die Rektaszension am Himmel an, die gerade den lokalen Meridian überquert. Wenn ein Stern also die Rektaszension von 05h 32m 24s hat, wird er auf Ihrem Meridian um SZ=05:32:24 sein. Allgemeiner sagt Ihnen die Differenz zwischen der Rektaszension und der lokalen Sternenzeit, wie weit das Objekt vom Meridian entfernt ist. Zum Beispiel wird sich dasselbe Objekt bei SZ=06:32:24 (eine Sternenstunde später) eine Stunde der Rektaszension westlich Ihres Meridians befinden, was 15 Grad sind. Dieser Winkelabstand wird Stundenwinkel des Objekts genannt.

Die Erde ist rund und sie wird immer auf einer Hälfte von der Sonne beschienen. Da sich die Erde dreht, ändert sich jedoch die beleuchtete Hälfte ständig. Wir erfahren dies als Tage, wenn wir uns auf der Erdoberfläche befinden. Zu jedem Zeitpunkt gibt es Stellen auf der Erde, die von der dunklen in die helle Hälfte überwechseln (was als Morgendämmerung auf der Erdoberfläche gesehen wird). Im selben Zeitpunkt auf der anderen Seite der Erde wechseln Punkt von der hellen Hälfte in die Dunkelheit (was als Abenddämmerung zu sehen ist). Also erleben verschiedene Orte auf der Erde zur gleichen Zeit verschiedene Tageszeiten. Deswegen ist die Sonnenzeit lokal definiert, dass die jeweilige Uhrzeit an jedem Ort die gleiche Tageszeit beschreibt.

Die Lokalisierung der Zeit wird durch die Aufteilung des Globus in 24 vertikale Scheiben erreicht, die Zeitzonen genannt werden. Die Lokalzeit ist in einer gegebenen Zone gleich, aber die Zeit in jeder Zone ist eine Stunde früher, als die Zeit der Nachbarzone im Osten. Tatsächlich ist das auch eine Vereinfachung; Die realen Zeitzonengrenzen sind keine geraden vertikalen Linien, da sie oft nationalen Grenzen oder anderen politischen Überlegungen folgen.

Beachten Sie, dass die Lokalzeiten sich immer um eine Stunde vergrößern, wenn Sie sich von Westen nach Osten bewegen. Sie sind also bei einer Reise durch alle 24 Zeitzonen einen ganzen Tag der Zeit an dem Ort voraus, von dem Sie gestartet sind! Wir begegnen diesem Paradoxon mit der Internationalen Datumsgrenze, die eine Zeitzonengrenze im Pazifischen Ozean zwischen Asien und Nordamerika darstellt. Punkte östlich der Grenze sind 24 Stunden hinter den Punkten westlich der Grenze. Das führt zu interessanten Phänomenen. Ein direkter Flug von Australien nach Kalifornien kommt an, bevor er abfliegt! Die Fidschi-Inseln werden sogar von der Datumsgrenze geschnitten, wenn Sie einen schlechten Tag auf der Westseite haben, gehen Sie auf die Ostseite von den Fidschi-Inseln und Sie haben die Chance, den gleichen Tag noch einmal zu leben.

Die Zeit auf unseren Uhren ist für die Festlegung der aktuellen Position der Sonne im Himmel wichtig, die für Orte auf einem anderen geographischen Längengrad abweicht, da die Erde rund ist (siehe Zeitzonen).

Jedoch ist es manchmal wichtig, eine globale Zeit zu definieren, die für alle Orte auf der Erde gleich ist. Eine Möglichkeit dazu ist, einen Ort auf der Erde zu wählen und die lokale Zeit an diesem Ort als Universalzeit, abgekürzt UT, anzunehmen. (Der Name ist etwas irreführend, da die Universalzeit wenig mit dem Universum zu tun hat. Es ist vielleicht besser an eine Globalzeit zu denken).

Der geographische Ort, der ausgewählt wurde, ist Greenwich, England. Diese Wahl ist beliebig und historisch bedingt. Die Universalzeit war sehr wichtig, als europäische Schiffe begannen, auf den offenen Weltmeere weit weg von bekannten Landstrichen herumzusegeln. Ein Steuermann konnte den geographischen Längengrad des Schiffes herausfinden, indem er die Lokalzeit (gemessen aus der Sonnenposition) mit der Zeit seines Heimathafens verglich (die mit einer genauen Uhr an Bord gemessen wurde). Greenwich war die Heimat des königlichen englischen Observatoriums, wo die Zeit sehr genau gemessen wurde, so dass die Schiffe im Hafen ihre Uhren vor der Abfahrt danach stellen konnten.

Ein Schwarzer Körper bezieht sich auf ein dunkles Objekt, das Wärmestrahlung aussendet. Ein perfekter Schwarzer Körper ist einer, der alles eintreffende Licht absorbiert und keines reflektiert. Bei Raumtemperatur würde so ein Objekt perfekt schwarz aussehen (daher der Ausdruck Schwarzer Körper). Wenn Sie jedoch auf eine hohe Temperatur erhitzt werden, glühen Schwarze Körper mit Wärmestrahlung.

Tatsächlich senden alle Objekte Wärmestrahlung aus (so lange ihre Temperatur über dem absoluten Nullpunkt oder -273,15 Grad Celsius liegt), aber kein Objekt sendet sie vollständig aus, einige sind vielmehr besser beim Aussenden/Absorbieren bestimmter Wellenlänge des Lichts als andere. Diese ungleichmäßigen Wirkungen machen es schwer, die Wechselwirkung von Licht, Hitze und Materie bei normalen Objekten zu studieren.

Glücklicherweise ist es möglich, einen fast perfekten Schwarzen Körper zu konstruieren. Man erstellt eine Box aus einem leitenden Material, wie Metall. Die Box sollte an den Seiten komplett geschlossen sein, so dass die Innenseite einen Hohlraum bildet, der kein Licht von außen erhält. Dann macht man ein sehr kleines Loch irgendwo in die Box. Das Licht, das aus diesem Loch kommt, ähnelt fast perfekt dem Licht eines perfekten Schwarzen Körpers für die Temperatur der Luft in der Box.

Zu Beginn des 20. Jahrhunderts studierten die Wissenschaftler Lord Rayleigh, und Max Planck (unter anderem) die Schwarzkörperstrahlung mit einem solchen Versuchsaufbau. Nach viel Arbeit konnte Planck sehr gut die Intensität von Licht aus dem Schwarzer Körper als eine Funktion der Wellenlänge beschreiben. Weiter war er auch in der Lage zu beschreiben, wie dieses Spektrum sich verändert, wenn die Temperatur sich ändert. Plancks Arbeit an der Schwarzkörperstrahlung machte die wundervolle Wissenschaft der Quantenmechanik erst möglich, aber das liegt leider außerhalb des Rahmens dieses Artikels.

Planck und Anderen haben herausgefunden, dass beim Anstieg der Temperatur eines Schwarzen Körpers die Menge des pro Sekunde abgegebenen Lichts größer wird und die Wellenläge des Spektralausschlags sich zu blaueren Farben verschiebt. (siehe Bild 1)

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Bild 1

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Zum Beispiel wird eine Eisenstange orange-rot, wenn Sie auf hohe Temperaturen erhitzt wird und ihre Farbe ändert sich dann nach blau und weiß, wenn sie weiter erhitzt wird.

1893 erklärte Wilhelm Wien die Beziehung zwischen Schwarzkörpertemperatur und der Wellenlänge des Spektralausschlags mit der folgenden Gleichung:

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wobei T die Temperatur in Kelvin ist. Wiens Gesetz (auch bekannt als der "Wiensche Verschiebungssatz") beschreibt, dass die Wellenlänge der maximalen Aussendung eines Schwarzen Körpers umgekehrt proportional zu seiner Temperatur ist. Das macht Sinn, kurzwelliges (hochfrequentes) Licht entspricht hochenergetischen Photonen, was von einem heißen Objekt zu erwarten ist.

Zum Beispiel hat die Sonne eine durchschnittliche Temperatur von 5800 K mit einer Wellenlänge der maximalen Emission von:

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Die Wellenlängen fallen in die grüne Regionen des sichtbaren Lichtspektrums, aber die Umgebung der Sonne strahlt auch Photonen längerer und kürzerer Wellenlänge als lambda(max) aus und das menschliche Auge nimmt die Sonnenfarbe als Gelb/Weiß war.

1879 zeigte der österreichische Physiker Stephan Josef Stefan, dass die Leuchtkraft L eines Schwarzen Körpers proportional zur 4. Potenz seiner Temperatur T ist.

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wobei A die Oberfläche ist, alpha die die Konstante der Proportionalität und T die Temperatur in Kelvin. Das bedeutet, wenn wir die Temperatur verdoppeln (z. B. 1000 K auf 2000 K) dann erhöht sich die Gesamtenergie, die vom Schwarzen Körper ausgesendet wird um einen Faktor von 2^4 oder 16.

Fünf Jahr später erarbeitete der österreichische Physiker Ludwig Boltzman die dieselbe Gleichung, sie ist nun als Stephan-Boltzman-Gesetz bekannt. Wenn wir einen sphärischen Stern mit dem Radius R annehmen, dann ist die Leuchtkraft eines solchen Sternes

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wobei R der Sternenradius in cm und alpha die Stephan-Boltzman-Konstante ist, mit folgendem Wert:

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Wissenschaftler sind sich sehr sicher, dass 90 % der Masse des Universums in einer Form vorliegen, die nicht sichtbar ist.

Trotz vielfältiger Karten des näheren Universums, die das Spektrum von Radio- bis zu den Gammastrahlen abdecken, können wir nur etwa 10 % der Masse erkennen, die dort draußen sein muss. Bruce H. Margon, ein Astronom an der Universität von Washington, berichtete 2001 in der New York Times: [Es ist ein peinliche Situation, zuzugeben, dass wir 90 Prozent des Universums nicht finden können].

Der Name, der dieser „fehlenden Masse“ gegeben wurde, ist Dunkle Materie und diese beiden Wörter fassen gutzusammen, was wir darüber wissen. Wir wissen, dass es „Materie“ gibt, da wir die Wirkungen ihrer Gravitation sehen können. Jedoch sendet diese Materie messbare keine elektromagnetische Strahlung aus, ist also absolut „dunkel“. Es existieren mehrere Theorien, um das zu erklären, von exotischen subatomaren Partikeln über isolierte schwarze Löcher bis hin zu weniger exotischen braunen und weißen Zwergen. Der Begriff „fehlende Masse“ kann missverständlich sein, da die Masse selbst nicht fehlt, nur ihr Licht. Aber was genau ist dunkle Materie und wie wissen wir, dass sie existiert, wenn wir sie nicht sehen können?

Die Geschichte begann 1933, als der Astronom Fritz Zwicky die Bewegung von weit entfernten und massiven Galaxiehaufen untersuchte, insbesondere den Coma- und den Virgo-Sternhaufen. Zwicky errechnete die Masse jeder Galaxie im Haufen aufgrund ihrer Leuchtkraft und addierte alle Galaxiemassen zu einer Sternhaufenmasse. Dann machte er eine zweite unabhängige Bestimmung der Haufenmasse, die auf der Messung von Bewegungen der einzelnen Galaxien im Haufen beruht. Zu seiner Überraschung war diese zweite dynamische Masse 400 Mal größer als die Masse aus der Lichtmessung.

Obwohl diee zu Zwickys Zeit wichtige Hinweise waren, dauerte es noch bis in die 70er Jahre als Wissenschaftler diesen Unterschied richtig beachteten. Zu dieser Zeit wurde die Existenz von dunkler Materie ernst genommen. Das Vorhandensein solcher Materie würde nicht nur den Massenunterschied in Galaxiehaufen erklären, es würde auch weitreichende Konsequenzen für die Evolution und der Bestimmung des Universums selbst haben.

Ein weiteres Phänomen zum Beweis der dunklen Materie sind die drehförmigen Kurven von Spiralgalaxien. Spiralgalaxien enthalten eine große Anzahl von Sternen, die das Galaxiezentrum in nahezu kreisförmigen Bahnen umlaufen, ungefähr so wie Planeten ihrem Stern. Wie Planetenbahnen haben Sterne mit größeren galaktischen Bahnen eine langsamere Eigendrehung (das ist einfach eine Aussage des 3. Keplerschen Gesetzes). Tatsächlich bezieht sich Keplers 3. Gesetz nur auf die Sterne nahe des Umfangs einer Spiralgalaxie, da es annimmt, dass die von der Bahn eingeschlossene Masse konstant ist.

Jedoch haben Astronomen Beobachtungen von Bahngeschwindigkeiten von Sternen in den äußeren Regionen von vielen Spiralgalaxien angestellt und keiner folgte, wie erwartet, dem 3. Keplerschen Gesetz. Stattdessen blieben die Bahngeschwindigkeiten konstant. Die Schlussfolgerung ist, dass die Masse, die von größeren Bahnen eingeschlossen ist, sich vergrößert., sogar bei Sternen, die sich scheinbar in der Ecke der Galaxie befinden. Während sie sich nahe dem Rand des leuchtenden Part der Galaxie befinden, hat die Galaxie ein Massenprofil, dass auch über die sichtbaren Teile der Galaxie hinweg existiert.

Hier ist noch eine Möglichkeit, darüber zu nachzudenken: Nehmen Sie die Sterne nahe des Umfangs einer Spiralgalaxie, mit einer typischen, beobachteten Bahngeschwindigkeit von 200 Kilometern pro Sekunde. Wenn die Galaxie nur aus der Materie bestehen würde, die wir sehen, würden diese Sterne schnell aus der Galaxie fliegen, da die Bahngeschwindigkeiten vier Mal so groß wiedie Fluchtgeschwindigkeit der Galaxie sind. Da Galaxien nicht auseinanderfliegen, muss eine Masse in der Galaxie vorhanden sein. die wir nicht erfassen, wenn wir alle Teile, die wir sehen können, zusammenaddieren.

Verschiedene Theorien sind in der Literatur zu der fehlenden Masse beschrieben wie WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) (dtsch. etwa: „Schwach interagierende massive Partikel“), MACHOs (MAssive Compact Halo Objects) (dtsch. etwa: „Massive, kompakte Halo-Objekte“), ursprünglich schwarze Löcher, massive Neutrinos und andere, jede mit Pros und Kontras. Bis jetzt wurde noch keine der Theorien von der astronomischen Gemeinschaft angenommen, da wir leider keine Mittel haben, sie zu überprüfen.

Der Energiefluss ist die Menge der Energie, die durch eine Flächeneinheit pro Sekunde fließt.

Astronomen benutzen den Energiefluss, um die scheinbare Helligkeit eines Himmelskörpers zu beschreiben. Die scheinbare Helligkeit ist definiert als die Menge des Lichtes, das von einem Stern über der Erdatmosphäre durch eine Flächeneinheit pro Sekunde empfangen wird. Deshalb ist die scheinbare Helligkeit einfach der Energiefluss, den wir von einem Stern empfangen.

Der Energiefluss misst die Flussrate der Energie, die durch jeden Quadratzentimetern (oder jede andere Flächeneinheit) auf der Oberfläche eines Objekts in jeder Sekunde geht. Der gemessene Energiefluss hängt von der Entfernung der Energiequelle ab. Der Grund liegt darin, das die Energie sich über einen viel größeren Raum verteilt, bis sie uns erreicht. Nehmen wir an, das wir einen imaginären Luftballon haben, der den Stern einschließt. Jeder Punkt auf dem Ballon repräsentiert einen Energieeinheit, die vom Stern ausgesendet wird. Anfangs befinden sich viele Punkte auf einem Quadratzentimeter und der Energiefluss (die Energie, die pro Quadratzentimeter ausgesendet wird) ist groß. Nach einer Entfernung d hat sich der Rauminhalt und die Oberfläche des Ballons vergrößert und die Punkte sind voneinander entfernt. Daher hat sich die Anzahl der Punkt (oder der Energie) in einem Quadratzentimeter verkleinert, wie in Zeichnung 1 gezeigt ist.

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Zeichnung 1

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Der Energiefluss ist umgekehrt proportional zur Strecke mit einer einfachen r^2-Verhältnis. Wenn daher die Strecke verdoppelt wird, erhalten wir (1/2)^2 oder 1/4 des ursprünglichen Energieflusses. Von einem ebenen Standpunkt ist der Energiefluss die Leuchtkraft pro Flächeneinheit:

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wobei (4 * PI * R^2) die Oberfläche einer Kugel (oder eines Ballons!) mit einem Radius R ist. Der Energiefluss wird in Watt/m^2/s gemessen oder Erg/cm^2/s, was häufiger von Astronomen benutzt wird. Zum Beispiel ist die Leuchtkraft der Sonne L = 3,90 * 10^26 W. Das bedeutet, dass die Sonne 3,90 * 10^26 Joule Energie in den Weltall aussendet. Also ist der Energiefluss, den wir pro Quadratzentimeter von der Sonne bei einer Entfernung von einer AE (1,496 * 10^13 cm) erhalten:

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Leuchtkraft ist die Menge an Energie, die von einem Stern pro Sekunde ausgesandt wird.

Alle Sterne senden Licht in einem weiten Bereich von Frequenzen im elektromagnetischen Bereich von niedrigenergetischen Radiowellen bis zu hochenergetischen Gammastrahlen. Ein Stern, der vorwiegend im ultravioletten Bereich des Spektrums strahlt, erzeugt eine größere Menge an Energie als einer, der vorwiegend im infraroten Bereich strahlt. Deshalb ist die Leuchtkraft eine Messung der ausgesandten Energie über alle Wellenlängen. Die Gleichung für das Verhältnis zwischen Wellenlänge und Energie wurde von Einstein als E = h * f bezeichnet, wobei f die Frequenz ist, h das Planck'sche Wirkungsquantum und E die Photonenenergie in Joule. Das bedeutet, das kürzere Wellenlängen (und daher höhere Frequenzen) höheren Energien entsprechen.

Zum Beispiel liegt eine Wellenlänge von lambda = 10 m im Radiobereich des elektromagnetischen Spektrums und hat eine Frequenz von f = c / lambda = 3 * 10^8 m/s / 10 = 30 MHz, wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist. Die Energie dieses Photons ist E = h * f = 6,625 * 10^-34 J s * 30 Mhz = 1,988 * 10^-26 Joule. Zum anderen hat sichtbares Licht viel kürzere Wellenlängen und höhere Frequenzen. Ein Photon mit einer Wellenlänge von lambda = 5 * 10^-9 m (ein grünes Photon) hat eine Energie von E = 3,975 * 10^-17 Joule, was eine Milliarde Mal größer als die Energie des Radiophotons ist. Genauso hat ein Photon des roten Lichts (Wellenlänge lambda = 700nm) weniger Energie als ein Photon des violetten Lichts (Wellenlänge lambda = 400 nm).

Die Leuchtkraft hängt sowohl von der Temperatur als auch von der Oberfläche ab. Das macht Sinn, da ein brennendes Stück Holz mehr Energie aussendet als ein Streichholz, beide aber die gleiche Temperatur haben. Genauso sendet eine Eisenstange mehr Energie aus, wenn sie auf 2000 Grad erhitzt wurde, als wenn sie nur auf 200 Grad erhitzt wurde.

Die Leuchtkraft ist eine sehr fundamentale Menge in der Astronomie und der Astrophysik. Sehr viele Erkenntnisse über Himmelsobjekte werden über deren Licht gewonnen. Dies ist möglich, da physikalische Prozesse im Inneren über das Licht sozusagen aufgezeichnet und übertragen werden. Die Leuchtkraft wird in Energieeinheiten pro Sekunde gemessen. Astronomen benutzen lieber Ergs als Watt, wenn sie die Leuchtkraft messen wollen.

Parallaxe sind die scheinbaren Änderungen der Position eines beobachteten Objektes durch eine Verschiebung der Position des Beobachters. Halten Sie zum Beispiel, Ihre Hand in Armeslänge vor sich und beobachten Sie eine Objekt auf der anderen Seite des Raumes hinter Ihrer Hand. Nun legen Sie Ihren Kopf auf Ihre rechte Schulter und Ihre Hand scheint auf der linken Seite des entfernten Objektes zu sein. Legen Sie Ihren Kopf auf Ihre linke Schulter, scheint sich die Hand zur rechten Seite des Objektes zu verschieben.

Da die Erde sich in einer Umlaufbahn um die Sonne befindet, beobachten wir den Himmel von einer sich ständig bewegenden Position aus. Deshalb sollten wir eine jährliche Parallaxe beobachten, wobei die Positionen von nahen Objekten hin und her „schwabbeln“, während wir uns um die Sonne bewegen. Das passiert tatsächlich, aber die Entfernungen bis zu den nächsten Sternen sind so groß, dass Sie sehr genaue Beobachtungen mit einem Teleskop machen müssten, um das festzustellen^[2]

Moderne Teleskope erlauben Astronomen die jährlichen Parallaxe zur Berechnung von Strecken zwischen nahen Sternen mittels Dreiecksberechnung zu benutzen. Die Astronomen messen sorgfältig die Position des Sterns zu zwei Zeitpunkten, die sechs Monate auseinander liegen. Je näher der Stern an der Sonne ist, desto größer ist die scheinbare Bewegung in seiner Position zwischen den beiden Zeitpunkten.

Über die sechsmonatige Zeitspanne hat die Erde die Hälfte ihres Weges um die Sonne geschafft. Zu dieser Zeit hat sie Ihre Position um 2 Astronomische Einheiten (abgekürzt AE, 1 AE ist die Strecke von der Erde zur Sonne oder ungefähr 150 Millionen Kilometer) verändert. Das hört sich sehr weit an, aber der nächste Stern nach der Sonne (Alpha Centauri) ist über 40 Billionen Kilometer entfernt. Deswegen ist die jährliche Verschiebung so klein, typischerweise kleiner als eine Winkelsekunde, dasist nur 1/3600 eines Grades. Eine zweckmäßige Einheit für nahe Sterne ist das Parsec, die Kurzform für "parallax arcsecond" ist. Ein Parsec ist die Strecke, die ein Stern entfernt wäre, wenn seine Parallaxenverschiebung eine Winkelsekunde beträgt. Das entspricht 3,26 Lichtjahren oder 31 Billionen Kilometern.^[3]

Die rückläufige Bewegung ist die kreisförmige Bewegung eines Körpers in eine Richtung, die der normalen Bewegungsrichtung von räumlichen Körpern in einem gegebenen System entgegengesetzt ist.

Wenn wir den Himmel beobachten, erwarten wir, dass die meisten Objekte sich in eine bestimmte Richtung zu bewegen scheinen. Die normale Bewegung der meisten Körpern ist von Osten nach Westen. Jedoch ist es möglich, einen Körper zu beobachten, der sich von Westen nach Osten bewegt, wie ein künstlicher Satellit oder ein Spaceshuttle, das sich ostwärts bewegt. Diese Umlaufbahn nennt man rückläufige Bewegung.

Die rückläufige Bewegung wird oft in Bezug auf die Bewegung der äußeren Planeten benutzt (Mars, Jupiter, Saturn usw.). Wenngleich sich diese Planeten jede Nacht als Folge der Erddrehung von Osten nach Westen zu bewegen scheinen, wandern Sie in Bezug auf stationäre Sterne eigentlich langsam ostwärts, was Sie beobachten können, wenn Sie die Positionen dieser Planeten in mehreren Nächten notieren. Diese Bewegung ist jedoch normal für diese Planeten und wird nicht als rückläufige Bewegung angesehen. Da die Erde aber ihren Umlauf in einem kürzeren Zeitraum vollendet als diese äußeren Planeten, überholen wir gelegentlich einen äußeren Planeten, wie ein schnelleres Auto auf einer mehrspurigen Autobahn. Wenn das auftritt, scheint es, dass der Planet, den wir passieren, seine Bewegung nach Osten stoppt und sich wieder zurück nach Westen bewegt. Das ist die rückläufige Bewegung, da sie in eine Richtung erfolgt, die nicht typisch für Planeten ist. Da die Erde während ihres Umlaufs am Planeten entlang schwingt, scheinen die Planeten in bestimmten Nächten ihre normale West-nach-Ost-Bewegung wiederaufzunehmen.

Diese rückläufige Bewegung der Planeten verwirrte die alten griechischen Astronomen und war ein Grund, wieso sie diese Körper „Planeten“ nannten, was im Griechischen „Wanderer“ bedeutet.

Elliptische Galaxien sind kugelförmige Konzentrationen von Milliarden Sternen, die Kugelsternhaufen sehr ähneln. Sie haben wenig innere Struktur, die Dichte von Sternen nimmt allmählich vom konzentrierten Zentrum zu den diffusen Randregionen ab und sie können viele Arten der Ellipsenform (Seitenverhältnisse) aufweisen. Sie enthalten typischerweise sehr wenig interstellares Gas und Staub und keine Jungsterne (obwohl es auch Abweichungen von dieser Regel gibt). Edwin Hubble bezog sich auf elliptische Galaxien als „frühe“ Galaxien, da er dachte, dass aus ihnen Spiralgalaxien entstünden (welche er als „späte“ Galaxien bezeichnete). Astronomen wissen nun, dass das Gegenteil der Fall ist (also dass Spiralgalaxien sich in elliptische Galaxien umwandeln können), aber Hubbles Bezeichnungen werden immer noch benutzt.

Früher als einfacher Galaxientyp betrachtet, sind elliptische Galaxien heute als sehr komplexe Objekte bekannt. Ein Teil dieser Komplexität kommt von ihrer erstaunlichen Entwicklung: Elliptische Galaxien werden als Endprodukt der Verschmelzung zweier Spiralgalaxien betrachtet. Sie können eine Simulation als MPEG-Film einer solchen Verschmelzung auf dieser NASA HST Webseite sehen. (Warnung: Die Datei ist 3,4 MB groß).

Elliptische Galaxien umfassen einen weiten Bereich von Größen und Leuchtkraft, von gigantischen Galaxien mit Tausenden von Lichtjahren Durchmesser und fast eine Billion Mal heller als die Sonne zu Zwerggalaxien, die nur ein bisschen heller sind als ein durchschnittlicher Kugelsternhaufen. Sie werden in verschiedene morphologische Klassen eingeteilt:

Spiralgalaxien sind riesige Ansammlungen von Milliarden von Sternen, die meisten in einer abgeflachten Diskusform mit einem hellen, kugelförmigen Haufen von Sternen in der Mitte. In der Scheibe sind normalerweise helle Arme, wo die jungen, hellen Sterne zu finden sind. Diese Arme breiten sich vom Zentrum in Spiralform aus, daher der Name dieser Galaxien. Spiralgalaxien sehen etwa wie Hurrikane aus oder wie Wasser, das in einen Abfluss läuft. Unter ihnen sind einige der schönsten Objekte im Himmel.

Galaxien werden mit einem „Stimmgabeldiagramms“ eingeordnet. Das Ende der Stimmgabel ordnet elliptische Galaxien auf einer Skala von der rundesten, genannt E0, bis zu denen, die am meisten abgeflacht sind, die als E7 bezeichnet werden. Die „Zacken“ der Stimmgabel sind dort, wo zwei Typen von Spiralgalaxien erkannt werden: Normale Spiralen und „Riegel“spiralen. Eine Riegelspirale hat einen Kernwulst, der auf eine Linie gestreckt ist und so Wortsinn wie ein „Riegel“ von Sternen aussieht.

Beide Typen von Spiralgalaxien werden weiter geordnet nach der Bedeutung Ihres Zentral„wulstes“ an Sternen, der Oberflächenhelligkeit und wie eng die Spiralarme gewunden sind. Diese Merkmale stehen miteinander in Beziehung, so hat eine Sa-Galaxie einen großen Zentralwulst, eine hohe Oberflächenhelligkeit und eng gewundene Spiralarme. Eine Sb-Galaxie hat einen kleineren Wulst, eine weniger Helle Scheibe und lockerere Arme als eine Sa und so weiter für Sc und Sd. Riegelgalaxien haben dasselbe Ordnungsschema mit den Typen SBa, SBb, SBc und SBd.

Es gibt eine weitere Klasse von Galaxien namens S0, die ein Übergangstyp zwischen wirklich spiralförmigen und elliptischen Galaxien ist. Ihre Spiralarme sind so eng gewunden, dass sie nicht unterscheidbar sind. S0-Galaxien haben Disken mit gleichförmige Helligkeit. Sie haben auch einen extrem dominanten Wulst.

Die Galaxie Milchstraße, die die Heimat der Erde und aller anderen Sterne in unserem Himmel ist, ist eine Spiralgalaxie, und man glaubt, dass sie eine Riegelgalaxie ist. Der Straße „Milchstraße“ bezieht sich auf eine Band sehr blasser Sterne im Himmel. Dieses Band ist das Ergebnis einer Sicht auf die Fläche der Scheibe unserer Galaxie aus unserer Perspektive.

Spiralgalaxien sind sehr dynamische Wesen. Sie sind Brutstätten von Sternenformationen und enthalten viele junge Sternen in ihren Scheiben. Die Zentralwulste bestehen eher aus älteren Sternen und ihr diffuser Umgebung besteht aus den ältesten Sternen im Universum. Die Sternenformation ist aktiv in den Scheiben, weil dort das Gas und der Staub sehr konzentriert sind, Gas und Staub sind die Baumaterialien für Sternenformationen.

Moderne Teleskope haben aufgedeckt, dass viele Spiralgalaxien supermassive schwarze Löcher in ihren Zentren beherbergen, mit Massen über einer Milliarde Sonnenmassen. Sowohl elliptische als auch spiralförmige Galaxien sind dafür bekannt, solch exotische Objekte zu enthalten, tatsächlich glauben viele Astronomen, dass alle großen Galaxien eine supermassives schwarzes Loch in ihrer Mitte haben. Unsere eigene Milchstraße hat ein schwarzes Loch in der Mitte mit einer Masse von Millionen Sternenmassen.

Vor 2500 Jahre ordnete der antike griechische Astronom Hipparchus die Helligkeit der sichtbaren Sterne im Himmel auf einer Skala von 1 bis 6. Er nannte die hellsten Sterne im Himmel "erste Magnitude" und die blassesten Sterne, die er sehen konnte "sechste Magnitude". Erstaunlicherweise wird Hipparchus' Einteilung immer noch von Astronomen zweieinhalbtausend Jahre später benutzt, obwohl sie modernisiert und erweitert wurde.

Die moderne Magnitudenskala ist eine mengenmäßige Messung des Energieflusses von Licht aus einem Stern mit einer logarithmischen Skala:

m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)

Wenn Sie diese Mathematik nicht verstehen, das bedeutet einfach, dass die Magnitude eines gegeben Sterns (m) verschieden von einem Standardstern (m_0) das 2,5-fache des Logarithmus ihres Energieflusses ist. Der Faktor 2,5*log bedeutet, dass bei einem Verhältnis des Energieflusses von 100 der Unterschied in den Magnituden 5 mag beträgt. Also ist ein Stern 6. Magnitude 100 mal blasser als ein Stern der 1. Magnitude. Der Grund, weshalb Hipparchus' einfache Einteilung zu einer relativ komplexen Funktion führt, liegt darin, dass unser Auge auf das Licht logarithmisch reagiert.

Es werden mehrere verschiedene Magnitudenskalen benutzt, jede für einen anderen Zweck. Die am häufigsten benutzte ist die scheinbare Magnitudenskala, die einfach misst, wie hell Sterne (und andere Objekte) dem menschlichen Auge erscheinen. Die scheinbare Magnitudenskala definiert den Stern Vega mit der Magnitude 0,0 und weist allen anderen Objekten mit der obigen Gleichung einen Wert zu und misst die Energieflussmenge relativ zu Vega.

Es ist schwer die Sterne nur mit ihrer scheinbaren Magnitude zu verstehen. Stellen Sie sich zwei Sterne im Himmel mit der gleichen scheinbaren Magnitude vor, die also scheinbar gleich hell sind. Sie können vom Hinschauen nicht wissen, ob sie beide dieselben wirkliche Helligkeit haben; Es ist möglich, dass der eine Stern in Wirklichkeit heller ist, aber weiter entfernt. Wenn wir die Entfernung zu den Sternen wüssten (schauen Sie in den Artikel über Parallaxe), könnten wir ihre Entfernung einbeziehen und ihnen absolute Magnituden zuweisen, die ihre wirklichen Helligkeiten darstellt. Die absolute Magnitude ist definiert als die scheinbare Magnitude, die ein Stern haben würde, wenn er aus einer Entfernung von 10 Parsecs (1 Parsec beträgt 3,26 Lichtjahre oder 3,1 * 10^18 cm) betrachtet würde. Die absolute Magnitude (M) kann aus der scheinbaren Magnitude (m) und der Distanz in Parsecs (d) mit dieser Formel berechnet werden:

M = m + 5 - 5 * log(d) (Beachten Sie, dass für d=10 M=m ist).

Die moderne Magnitudenskala basiert nicht länger auf dem menschlichen Auge, sie basiert auf photographischen Platten und photoelektrischen Photometern. Mit Teleskopen können wir viel blassere Objekte sehen als Hipparchus mit dem bloßen Auge, also wurde die Magnitudenskala über die 6. Magnitude hinaus erweitert. Tatsächlich kann das Hubble Space Telescope Fotos von Sternen machen, die sich in der 30. Magnitude befinden, was ungefähr eine Billion Mal blasser ist als die Vega!

Ein letzter Zusatz: Die Magnitude wird normalerweise durch einen irgendwie gearteten Farbfilter gemessen und diese Werte werden von einem Index begleitet, der angibt, durch welchen Filter gemessen wurde (z.B. m_V ist die Magnitude durch einen „Visual“-Filter („sichtbar“), der grünlich ist, m_B ist die Magnitude durch einen Blaufilter, m_pg ist die photographische Plattenmagnitude usw.)

Sterne scheinen auf den ersten Blick weiß zu sein. Aber wenn wir genauer hinschauen, sehen wir eine Reihe von Farben: Blau, weiß, rot und sogar gold. Im Wintersternbild des Orion ist ein schöner Kontrast zwischen der roten Beteigeuze in Orions "Armbeuge" und dem blauen Bellatrix an der Schulter zu sehen. Was Sterne dazu bringt, verschiedene Farben auszusenden, war bis vor zwei Jahrhunderten ein Rätsel, als Physiker genug Informationen über das Wesen des Lichts und über Eigenschaften der Materie bei sehr hohen Temperaturen gesammelt hatten.

Genauer war es die Physik der Schwarzkörperstrahlung, die uns erlaubt, die Sternenfarben zu verstehen. Kurz nachdem die Schwarzkörperstrahlung verstanden war, wurde bemerkt, dass das Spektrum von Sternen genauso aussieht wie die Schwarzkörperkurven von Temperaturen von ein paar Tausend Kelvin bis ca. 50.000 Kelvin. Der offensichtliche Schluss ist, dass die Sterne den Schwarzen Körpern ähnlich sind und dass die Farbenvielfalt der Sterne eine direkte Konsequenz aus der Oberflächentemperatur ist.

Kühle Sterne (also die Spektraltypen K und M) geben ihre meiste Energie im roten und infraroten Bereich des elektromagnetischen Spektrums ab und scheinen daher rot, während heißere Sterne (Spektraltypen O und B) hauptsächlich blaue und ultraviolette Wellenlängen aussenden, wodurch sie uns blau oder weiß erscheinen.

Um die Oberflächentemperatur eines Sterns abzuschätzen, können wir die bekannte Beziehung zwischen der Temperatur eines Schwarzen Körpers und der Wellenlänge des Lichts benutzen, wo das Spektrum den höchsten Stand erreicht. Das bedeutet, wenn man die Temperatur eines Schwarzen Körpers erhöht, verschiebt sich der höchste Ausschlag des Spektrums zu kürzeren (blaueren) Wellenlängen des Lichts. Das ist in Abbildung 1 gezeigt, wo die Intensitäten dreier hypothetischer Sterne der Wellenlänge gegenüber gestellt werden. Der "Regenbogen" zeigt den Bereich der Wellenlängen, der für das menschliche Auge sichtbar ist.

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Bild 1

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Diese einfache Methode ist grundsätzlich richtig, kann aber nicht benutzt werden, um die Sterntemperaturen genau zu erhalten, da Sterne keine perfekten Schwarzen Körper sind. Das Vorhandensein von zahlreichen Elementen in der Atmosphäre des Sterns führt dazu, dass bestimmte Wellenlängen des Lichts absorbiert werden. Da diese Absorptionslinien nicht gleichmäßig über das Spektrum verteilt sind, können Sie die Position des Ausschlags der Spektrallinien verschieben. Vielmehr ist der Prozess bis zu einem nutzbaren Spektrum eines Sterns ein zeitaufwändiger Prozess und sehr ineffizient für eine große Anzahl von Sternen.

Eine alternative Methode benutzt die Photometrie, um die Intensität des Lichts zu messen, das durch verschiedene Filter trifft. Jeder Filter erlaubt nur einem bestimmten Teil des Lichtspektrums den Durchgang, während das andere Licht reflektiert wird. Ein weitverbreitetes photometrisches System wird Johnson UBV-System genannt. Es benutzt drei Bandbreitenfilter: U ("Ultraviolette"), B ("Blaue") und V ("Visible" (engl. für Sichtbare; Anm. d. Übers.) für unterschiedliche Bereiche des elektromagnetischen Spektrums.

Der Prozess der UBV Photometrie erfordert lichtsensitive Geräte (wie einen Film oder CCD-Kameras) und ein Teleskop, das auf einen Stern gerichtet ist, um die Lichtstärken, die durch die einzelnen Filter kommen, getrennt zu messen. Diese Prozedur ergibt drei scheinbare Helligkeiten oder Energieströme (Menge der Energie pro cm^2*s^-1) angegeben durch Fu, Fb und Fv. Das Verhältnis der Energieströme Fu/Fb und Fb/Fv ist eine mengenmäßige Messgröße der "Sternenfarbe" und diese Verhältnisse können dazu benutzt werden, m eine Temperaturskala für Sterne zu entwickeln. Allgemein gesagt, je größer die Verhältnisse Fu/Fb und Fb/Fv, desto größer ist die Oberflächentemperatur.

Zum Beispiel hat der Stern Bellatrix im Orion Fb/Fv = 1,22, was zeigt, dass er heller durch den B-Filter als durch den V-Filter ist. Weiterhin ist das Verhältnis Fu/Fb 2,22 also ist er am hellsten durch den U-Filter. Das zeigt, dass der Stern tatsächlich sehr heiß sein muss, da die Position der Spitzenwerte seiners Spektrallinie irgendwo im Bereich des U-Filters sein muss oder sogar bei einer noch kürzeren Wellenlänge. Die Oberflächentemperatur von Bellatrix (ermittelt aus dem Vergleich seines Spektrums mit detaillierten Modellen) beträgt ungefähr 25.000 Kelvin.

Wir können diese Analyse für den Stern Beteigeuze wiederholen. Sein Verhältnisse Fb/Fv und Fu/Fb sind 0,15 und 0,18, also ist er hellsten in V und am dunkelsten in U. Also muss der Spektralausschlag von Beteigeuze irgendwo im Bereich des V-Filters liegen oder bei einer noch längeren Wellenlänge. Die Oberflächentemperatur von Beteigeuze beträgt nur 2.400 Kelvin.

Astronomen bevorzugen die Sternenfarben in Magnitudenunterschieden auszudrücken und nicht in Energieflussverhältnissen. Deshalb haben wir beim blauen Bellatrix einen Farbindex gleich

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (1.22) = -0.22,

Dementsprechend ist der Farbindex für den roten Beteigeuze

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (0.18) = 1.85

Die Farbeindizes, wie auch die Magnitudenskala, laufen rückwärts. Heiße und blaueSterne haben kleine und negative Werte von B-V als die kühleren und roteren Sterne, wie unten dargestellt ist.

Ein Astronom kann dann, nach der Korrektur der Rötung und des interstellaren Farbverlustes, den Farbindex eines Stern benutzen, um eine genaue Temperatur für den Stern zu berechnen. Die Beziehung zwischen B-V und der Temperatur wird in Bild 2 gezeigt.

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Bild 2

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Die Sonne mit einer Oberflächentemperatur von 5.800 K hat einen B-V-Index von 0,62.

Der KStars-Astorechner bietet verschiedene Module, die Ihnen direkten Zugriff auf die Algorithmen bieten, die vom Programm benutzt werden. Diese Module sind nach ihrer Aufgabe sortiert:

Modul "Winkeldistanz"

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Mit dem Modul Winkeldistanz können Sie den Winkel zwischen zwei beliebigen Punkten am Himmel messen. Geben Sie einfach die Äquatorialen Koordinaten der beiden gewünschten Punkte ein, drücken Sie dann auf den Knopf Berechnen und Sie erhalten den Winkel zwischen den beiden Punkten.

Es gibt auch einen Stapelverarbeitungsmodus für dieses Modul. Erstellen Sie einfach eine Eingabedatei mit vier Zahlen in jeder Zeile: die Werte für Rekt. und Dekl. des Punktepaares. Alternativ können sie einen einzelnen Wert für jeden dieser vier Koordinaten in der Rechner-Kontrollleiste eingeben (der zugehörige Wert in der Eingabedatei wird dann übersprungen, wenn bereits im Rechner eingeben).

Wenn Sie die Namen der Eingabedatei und der Ausgabedatei eingegeben haben, drücken Sie einfach auf den Knopf Starten und erzeugen damit die Ausgabedatei.

Modul "Scheinbare Koordinaten"

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Das Modul "Scheinbare Koordinaten" rechnet die Katalogkoordinaten eines Punktes im Himmel in seine scheinbaren Koordinaten für jedes Datum um. Die Koordinaten eines Objektes im Himmel ändern sich wegen der Kreiselbewegung, der Nutation und der Aberration. Dieses Modul berücksichtigt alle diese Effekte.

Um dieses Modul zu benutzen, geben Sie das gewünschte Zieldatum und die Zeit im Bereich Zieldatum/Zeit ein. Dann geben Sie die Katalogkoordinaten in den Bereich Katalogkoordinaten ein. Sie geben auch die Epoche des Katalogs hier ein (normalerweise 2000.0 für moderne Objektkataloge). Zum Abschluss drücken Sie den Knopf Berechnen und die Objektkoordinaten für das Zieldatum werden im Abschnitt Scheinbare Koordinaten angezeigt.

Modul "Ekliptische Koordinaten"

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Dies Modul wandelt zwischen Äquatorialen Koordinaten und Ekliptischen Koordinaten um. Geben sie zuerst als Eingabewerte die Koordinaten im Abschnitt Eingabekoordinaten wählen ein, dann die zugehörigen Koordinatenwerte entweder in Ekliptischen Koordinaten oder in den Äquatorialen Koordinaten. Drücken Sie auf den Knopf Berechnen und die zugehörigen Koordinaten des anderen Systems werden angezeigt.

Dieses Modul enthält einen Stapelverarbeitungsmodus, um mehrere Koordinatenpaare auf einmal umzuwandeln. Sie brauchen eine Eingabedatei mit zwei Werten in jeder Zeile: die Koordinatenpaare als Eingabewerte (entweder als Äquatoriale oder Ekliptische Koordinaten). Bestimmen Sie dann, welche Koordinaten Sie als Eingabe verwenden und auch die Namen der Eingabe- und Ausgabedatei. Drücken Sie schließlich den Knopf Starten, um die Ausgabedatei zu erstellen, die dann die umgewandelten Koordinaten enthält (Äquatoriale oder Ekliptische Koordinaten, als Gegenstück der Eingabewerte).

Modul "Äquatoriale/Galaktische Koordinaten"

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Dieses Modul rechnet äquatoriale Koordinaten in galaktische Koordinaten um und umgekehrt. Zuerst wählen Sie im Abschnitt Eingabeauswahl, welche Koordinaten als Eingabewerte dienen sollen. Dann geben Sie die entsprechenden Koordinatenwerte entweder in den Bereich galaktische Koordinaten oder äquatoriale Koordinaten ein. Zum Abschluss drücken Sie den Knopf Berechnen und die Koordinaten werden berechnet.

Modul "Horizontale Koordinaten"

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Dieses Modul konvertiert äquatoriale Koordinaten in horizontale Koordinaten. Wählen Sie zunächst Datum, Zeit und Ortskoordinaten für die Rechnung im Abschnitt Eingabedaten. Dann geben Sie die äquatorialen Koordinaten und die Katalogepoche im Abschnitt äquatoriale Koordinaten ein. Wenn Sie den Knopf Berechnen drücken, werden Ihnen die entsprechenden horizontalen Koordinaten im Abschnitt Horizontale Koordinaten angezeigt.

Modul "Kreiselbewegung"

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Dieses Modul ähnelt dem Modul "Scheinbare Koordinaten", aber es bezieht sich nur auf den Effekt der Kreiselbewegung, nicht auf die Nutation und die Aberration.

Um dieses Modul zu benutzen, geben Sie die Eingabekoordinaten ein und ihre Epoche im Abschnitt Eingabekoordinaten ein. Sie müssen auch eine Zielepoche im Abschnitt Koordinaten mit Kreiselbewegung eingeben. Dann drücken Sie auf Berechnen und die Objektkoordinaten, inklusive der Kreiselbewegung für die Zielepoche werden im Abschnitt Koordinaten mit Kreiselbewegung angezeigt.

Modul "Geodätische Koordinaten"

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Das normale geographische Koordinatensystem nimmt an, dass die Erde eine perfekte Kugel ist. Das ist fast richtig, also sind für die meisten Zwecke die geographischen Koordinaten ausreichend. Wenn hohe Präzision gefragt ist, müssen wir die wahre Gestalt der Erde in Betracht ziehen. Die Erde ist ein Ellipsoid, die Strecke um den Äquator ist ungefähr 0,3 % länger als ein Großkreis, der durch die Pole verläuft. Das geodätische Koordinatensystem berücksichtigt diese ellipsoide Gestalt und gibt die Position auf der Erdoberfläche in kartesischen Koordinaten (X, Y und Z) an.

Um dieses Modul zu benutzen, geben Sie zuerst im Abschnitt Eingabeauswahl an, welche Koordinaten als Eingabe dienen sollen. Dann geben Sie entweder im Abschnitt kartesische Koordinaten oder im Abschnitt geographische Koordinaten die Werte an. Wenn Sie den Knopf Berechnen drücken, werden die entsprechenden Koordinaten ausgefüllt.

Modul "Planetenkoordinaten"

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Das Modul Planetenkoordinaten berechnet die Position für jeden größeren Himmelskörper im Sonnensystem, für ein beliebiges Datum und für jeden Standort auf der Erde. Wählen Sie einfach einen Himmelskörper im Sonnensystem im Auswahlfeld und geben Sie das gewünschte Datum und Zeit und die geographischen Koordinaten Ihres Standorts ein (dieser Wert wird als Standard aus den Einstellungen für KStars übernommen). Drücken Sie dann auf Berechnen, und die Äquatorialen, die Horizontalen und die Ekliptischen Koordinaten des Himmelskörpers werden angezeigt.

Es gibt einen Stapelverarbeitungsmodus für dieses Modul. Erstellen Sie einfach eine Eingabedatei, die in jeder Zeile die Eingabedaten (Himmelskörper im Sonnensystem, Datum, Zeit, Längen- und Breitengrad) enthält. Sie können auch konstante Werte für einige der Parameter im Rechnerfenster eingeben (der zugehörige Wert in der Eingabedatei wird dann übersprungen). Außerdem können Sie angeben, welche Ausgabeparameter (Äquatoriale, Horizontale und Ekliptische Koordinaten) berechnet werden sollen. Geben Sie dann die Namen der Eingabe- und Ausgabedatei ein und drücken Sie den Knopf Starten, um die Ausgabedatei mit den berechneten Werten zu erstellen.

Modul "Tagdauer"

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Dieses Modul berechnet sowohl die Länge von Tagen, als auch den Sonnenaufgang, Sonnenübergang (Mittag) und Sonnenuntergang für jedes Kalenderdatum und für jeden Ort auf der Erde. Geben Sie zuerst die gewünschten geographischen Koordinaten und das Datum ein und drücken Sie dann den Knopf Berechnen.

Modul "Tagundnachtgleichen und Sonnenwenden"

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Das Modul Tagundnachtgleichen und Sonnenwenden berechnet Datum und Zeit von Tagundnachtgleichen und Sonnenwenden für ein bestimmtes Jahr. Geben Sie ein, welches Ereignis (Frühlings-Tagundnachtgleiche, Sommersonnenwende, Herbst-Tagundnachtgleiche oder Wintersonnenwende) in welchem Jahr berechnet werden soll. Dann drücken Sie den Knopf Berechnen und Sie erhalten Datum und Zeit der Ereignisse und die Länge der zugehörigen Jahreszeiten in Tagen.

Es gibt einen Stapelverarbeitungsmodus für dieses Modul. Erstellen Sie einfach eine Eingabedatei, die in jeder Zeile das Jahr enthält, für das die Tagundnachtgleichen und Sonnenwenden berechnet werden sollen. Geben Sie dann die Namen der Eingabe- und Ausgabedatei ein und drücken Sie den Knopf Starten, um die Ausgabedatei zu erstellen. Jede Zeile der Ausgabedatei enthält dann das Eingabejahr, Datum und Zeit jedes Ereignisses und die Länge jeder Jahreszeit.

Modul "Julianischer Tag"

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Dieses Modul konvertiert zwischen dem Kalenderdatum, dem Julianischen Tag und dem Veränderten Julianischen Tag. Der veränderte Julianische Tag ist einfach gleich dem Julianischen Tag minus 2.400.000,5.

Um das Modul zu benutzen, wählen Sie, welche der drei Daten als Eingabe dienen soll und füllen diesen Wert aus. Dann drücken Sie den Knopf Berechnen und die entsprechenden Werte für die beiden anderen Kalendersysteme werden angezeigt.

Tipp

Übung:

Welchem Kalenderdatum entspricht der Veränderte Julianische Tag = 0,0?

Modul "Sternenzeit"

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Dieses Modul konvertiert zwischen der Universalzeit und der lokalen Sternenzeit. Zuerst wählen Sie im Abschnitt Eingabeauswahl, ob Sie die Universalzeit oder die Sternenzeit als Eingabewert benutzen. Sie müssen auch einen geographischen Längengrad und ein Datum für die Berechnung angeben, zusätzlich zur Universalzeit bzw. der Sternenzeit. Wenn Sie den Knopf Berechnen drücken, wird der entsprechende Wert für die andere Zeit angezeigt.

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Dieses Hilfsmittel zeichnet die Höhe von Objekten als Funktion der Zeit, für jedes Datum und jeden Ort auf der Erde. Der obere Abschnitt ist eine graphische Zeichnung des Höhenwinkels auf der vertikalen Achse und der Zeit auf der horizontalen Achse. Die Zeit ist als die normale Ortszeit unter dem Graph und als Sternenzeit darüber angezeigt. Die untere Hälfte des Graphen ist grün schattiert, um damit anzuzeigen, dass die Punkte in diesem Bereich unterhalb des Horizonts liegen.

Es gibt mehrere Möglichkeiten, der Zeichnung Kurven hinzuzufügen. Am einfachsten ist es, den Namen des Objektes in das Eingabefeld Name einzugeben und die Eingabetaste oder den Knopf Zeichnen zu drücken. Wenn der Text, den Sie eingegeben haben, in der Objektdatenbank gefunden wird, wird die Objektkurve zum Graphen hinzugefügt. Sie können auch den Knopf Objekt suchen drücken, um das Fenster Objekt suchen aufzurufen, in dem Sie ein Objekt in einer Liste der bekannten Objekt suchen können. Wenn Sie einen Punkt hinzufügen wollen, der nicht in der Objektdatenbank enthalten ist, geben Sie einfach einen Namen für den Punkt ein und geben die Koordinaten in die Felder Rekt und Dekl ein. Dann drücken Sie den Knopf Zeichnen, um die Kurve ihres Objektes der Zeichnung hinzuzufügen (Beachten Sie, dass Sie einen Namen verwenden müssen, der in der Objektdatenbank noch nicht vergeben ist).

Wenn Sie ein Objekt der Zeichnung hinzufügen, wird seine Höhe-Zeit-Kurve mit einer dicken weißen Linie gezeichnet und der Name wird dem Listenfeld rechts unten hinzugefügt. Alle Objekte, die schon vorhanden sind, werden mit einer dünneren roten Kurve gezeichnet. Sie können wählen, welches Objekt mit der dicken weißen Linie gezeichnet werden soll, indem Sie es im Listenfeld auswählen.

Diese Kurven zeigen die Höhe der Objekte (Winkel über dem Horizont) als eine Funktion der Zeit. Wenn eine Kurve von der unteren Hälfte in die obere läuft, geht das Objekt auf, wenn Sie von der oberen Hälfte in die untere fällt, geht es unter. Zum Beispiel geht im Bildschirmfoto der kleine Planet Quaoar um ca. 15:00 Uhr Ortszeit auf und etwa um 04:00 Uhr unter.

Die Höhe eines Objektes hängt davon ab, wo Sie sich auf der Erde befinden und welches Datum aktuell ist. Standardmäßig übernimmt das Hilfsmittel den Standort und die Zeit aus den aktuellen KStars-Einstellungen. Sie können diese Parameter im Abschnitt Datum & Standort ändern. Um den Ort zu verändern, drücken Sie den Knopf Stadt auswählen ... um das Fenster Standort einstellen zu öffnen, oder geben Sie die Längen- und Breitengrade manuell in die Eingabefelder ein und drücken den Knopf Aktualisieren. Um das Datum zu verändern, benutzen Sie das Eingabefeld Datum und drücken den Knopf Aktualisieren. Die Zeit können Sie mit dem Drehfeld Datum ändern, drücken Sie dann auf Aktualisieren. Beachten Sie, dass alle schon gezeichneten Kurven aktualisiert werden, wenn Sie das Datum oder den Standort ändern.

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Das Hilfsmittel „Was ist los heute Nacht?“ zeigt eine Liste der Objekte, die nachts an einem beliebigen Standort an einem beliebigen Datum sichtbar sind. Standardmäßig wird das Datum und der Standort aus den aktuellen Einstellungen im Hauptfenster übernommen, aber Sie können diese Einstellungen mit den Knöpfen Datum ändern und Standort ändern oben im Fenster verändern.

Das Hilfsmittel zeigt auch einen kurzen Auszug der Daten für das ausgewählte Datum: Die Aufgangs- und Untergangszeiten für die Sonne und den Mond, die Dauer der Nacht und der Prozentsatz des beleuchteten Mondteils.

Unter dem Almanach werden die Objektinformationen angezeigt. Die Objekte werden in Typkategorien angeordnet. Wählen Sie einen Objekttyp im Feld Wählen Sie eine Kategorie und alle Objekte dieses Typs, die über dem Horizont in der ausgewählten Nacht sind, werden im Feld Passende Objekte angezeigt. Zum Beispiel wurde im Bildschirmfoto die Kategorie Planeten ausgewählt und vier Planeten, die in der Nacht am Himmel sind, werden angezeigt (Mars, Neptun, Pluto und Uranus). Wenn ein Objekt aus der Liste ausgewählt wurde, werden seine Aufgangs-, Übergangs- und Untergangszeiten im rechten unteren Feld angezeigt. Zusätzlich können Sie den Knopf Objektdetails ... drücken, der ein Fenster mit ausführlichen Informationen für dieses Objekt öffnet.

Standardmäßig zeigt das Hilfsmittel Objekte an, die über dem Horizont zwischen Sonnenuntergang und Mitternacht sind (d.h.: „am Abend“). Sie können auswählen, auch Objekte zu zeigen, die zwischen Mitternacht und Morgendämmerung („am Morgen“) oder zwischen Sonnenuntergang und Sonnenaufgang („zu jeder Zeit“) am Himmel sind mittels der Box oben im Fenster.

KDE-Anwendungen können extern von einem anderen Programm von der Kommandozeile aus kontrolliert werden oder von einem Shell-Skript, das das Desktop COmmunication-Protokoll (DCOP) benutzt. KStars benutzt diese Funktionen, um wirklich komplexe Verhaltensweisen in Skripte zu integrieren und zu jeder Zeit aufrufen zu können. Das kann dafür genutzt werden, um zum Beispiel eine Demonstration für ein astronomisches Konzept in der Schule zu erstellen.

Das Problem mit DCOP-Skripten ist, dass das Erstellen ein bisschen wie Programmieren ist und dass es ein entmutigende Aufgabe für Menschen sein kann, die damit keine Erfahrung haben. Das Hilfsmittel Skriptbaukasten bietet eine Oberfläche zum klicken und ziehen, um KStars-DCOP-Skripte zu erstellen und macht es dadurch sehr einfach, komplexe Skripte zu erstellen.

Einführung in den Skriptbaukasten

Bevor erklärt wird, wie Sie den Skriptbaukasten benutzen, gebe ich hier eine sehr einfache Einführung in alle Oberflächenkomponenten. Für weitere Informationen benutzen Sie die Funktion "Was ist das?".

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Der Skriptbaukasten wird im obigen Bildschirmfoto gezeigt. Auf der linken Seite sehen Sie das Feld Aktuelles Skript; mit der Liste der Befehle, die das aktuelle Skript umfasst. Das Feld auf der rechten Seite ist die Funktionsauswahl, sie zeigt eine Liste aller verfügbaren Skriptfunktionen an. Unter der Funktionsauswahl ist ein kleines Feld, das eine kurze Dokumentation über die Skriptfunktion anzeigt, die in der Funktionsauswahl ausgewählt ist. Das Feld unter dem aktuellen Skript ist das Feld für Funktionsargumente, wenn eine Funktion im Feld "Aktuelles Skript" ausgewählt ist, enthält dieses Feld Einträge, um die Argumente der hervorgehobenen Funktion zu bearbeiten.

Oben im Fenster ist eine Reihe von Knöpfen, um ein Skript insgesamt zu bearbeiten. Von links nach rechts gibt es: Neues Skript, Skript öffnen, Skript speichern, Skript speichern unter ... und Skript testen, was das aktuelle Skript im KStars-Fenster ausführt. Sie sollten das Skriptbaukasten-Fenster zur Seite schieben, bevor Sie diesen Knopf drücken, damit Sie die Ergebnisse sehen können.

In der Mitte des Fenster finden Sie eine Spalte mit Knöpfen, die die einzelnen Skriptfunktionen steuern. Von oben nach unten sind es: Funktion hinzufügen, Funktion entfernen, Funktion kopieren, Nach oben verschieben und Nach unten verschieben. Funktion hinzufügen fügt die aktuell ausgewählte Funktion in der Funktionsauswahl zu dem aktuellen Skript hinzu (Sie können die Funktion auch durch einen Doppelklick hinzufügen). Die übrigen Knöpfe bearbeiten die Funktion, die im aktuellen Skript ausgewählt ist. Sie entfernen sie, duplizieren sie oder ändern ihre Position im Skript.

Geräte-Kontrolle mit INDI

Ablaufplanung und Automation wird für alle INDI-kompatiblen Gräte unterstützt. Sie können eine beliebige Zahl von Geräten koordinieren, um komplizierte Abläufe mit KStars Skriptbaukasten auszuführen. Dies erreichen Sie mit KStars INDI-DCOP- Schnittstelle, die verschiedene Arten von Funktionen für die Aufgaben zu Verfügung stellt. Es gibt fünf verschiedene Arten von INDI-DCOP-Funktionen. Im Folgenden finden Sie eine Übersicht der in KStars unterstützen Funktionen und deren Argumente. Lesen Sie unbedingt den Abschnitt INDI-Konzepte, da sie in dieser Einführung angewendet werden.

1. Allgemeine Grätefunktionen: Funktionen, um Geräte zu verbinden und zu trennen usw..

   • startINDI (QString deviceName, bool useLocal) : Richtet einen INDI-Dienst entweder lokal oder als Server ein.

   • shutdownINDI (QString deviceName) : Beendet den INDI-Dienst.

   • switchINDI(QString deviceName, bool turnOn) : Verbindet zu einem INDI-Gerät oder entfernt diese Verbindung.

   • setINDIPort(QString deviceName, QString port): Stellt den Verbindungsport des Geräts ein.

   • setINDIAction(QString deviceName, QString action) : Startet eine INDI Aktion. Die Aktion kann jedes beliebige Element einer Schaltereigenschaft sein.

   • waitForINDIAction(QString deviceName, QString action) : Hält die Ausführung des Skripts an, bis die angegebene Aktion Eigenschaft mit erfolgreich beendet ist.

2. Teleskop Funktionen: Funktionen, um die Bewegung und den Zustand von Teleskopen zu kontrollieren.

   • setINDIScopeAction(QString deviceName, QString action) : Stellt den Modus oder eine Aktion für das Teleskop. Mögliche Optionen sind SLEW, TRACK, SYNC, PARK, und ABORT.

   • setINDITargetCoord(QString deviceName, double RA, double DEC) : Stellt die Zielkoordinaten des Teleskops auf RA und DEC.

   • setINDITargetName(QString deviceName, QString objectName) : Stellt die Zielkoordinaten des Teleskops auf die Koordinaten von objectName. KStars sucht den Namen des Objekts in der Datenbank und gibt Rekt und Dekl zurück, wenn das Objekt gefunden wurde.

   • setINDIGeoLocation(QString deviceName, double longitude, double latitude) : Stellt den Standort des Teleskops auf den angegebenen Längen- und Breitengrad. Der Längengrad wird von Greenwich in Großbritannien in östlicher Richtung gemessen. Während es jedoch üblich ist, negative Längengrade für die westliche Halbkugel zu verwenden, müssen die Längengrade für INDI zwischen 0 und 360 Grad eingegeben werden. Bei negativen Längengraden addieren Sie 360 Grad hinzu, um dien Eingabewert für INDI anzupassen. Zum Beispiel Calgary in Kanada hat in KStars die Koordinaten Längengrad : -114 04 58; Breitengrad : 51 02 58. Für INDI geben Sie als Längengrad 360 - 114.083 = 245,917 Grad an.

   • setINDIUTC(QString ddeviceName, QString UTCDateTime) : Stellt das Teleskop auf UTC - Datum und Zeit im Format ISO 8601. Das Format ist YYYY-MM-DDTHH:MM:SS (z. B.. 2004-07-12T22:05:32).

3. Kamera/CCD Funktionen: Funktionen zur Kontrolle der Eigenschaften von Kamera/CCD und deren Zustand.

   • setINDICCDTemp(QString deviceName, int temp) : Stellt die CCD-Chip Zieltemperatur in Grad Celsius.

   • setINDIFrameType(QString deviceName, QString type) : Stellt den CCD-Rahmentyp. Mögliche Optionen sind FRAME_LIGHT, FRAME_BIAS, FRAME_DARK, und FRAME_FLAT.

   • startINDIExposure(QString deviceName, int timeout) : Startet die Belichtung von CCD/Camera mit der durch timeout in Sekunden angegebenen Zeitdauer.

4. Focussierer Funktionen: Funktionen, um die Bewegung und den Zustand von Focussierern zu kontrollieren.

   • setINDIFocusSpeed(QString deviceName, QString action) : Stellt die Geschwindigkeit des Focussierers. Mögliche Optionen sind FOCUS_HALT, FOCUS_SLOW, FOCUS_MEDIUM, und FOCUS_FAST.

   • setINDIFocusTimeout(QString deviceName, int timeout) : Stellt die Dauer in Sekunden für alle nachfolgenden startINDIFocus-Operationen.

   • startINDIFocus(QString deviceName, int focusDir) : Bewegt den Focussierer entweder einwärts (focusDir = 0) oder auswärts (focusDir = 1). Die Geschwindigkeit und Dauer dieser Operation wird mit den Funktionen setINDIFocusSpeed() und setINDIFocusTimeout() eingestellt.

5. Filter-Funktionen: Funktionen, um die Position von Filtern einzustellen.

   • setINDIFilterNum(QString deviceName, int filter_num) : Ändert die Filterposition auf filter_num. Symbolische Namen (Alias) für Filternummern können Sie im Dialog INDI einrichten aus dem Menü Geräte (z. B. Filter 1 = Rot, Filter 2 = Grün usw.).

Beachten Sie, dass der Name des Gerätes das erste Argument in allen INDI-Funktionen ist. Dadurch können Sie verschiedene Befehle für unterschiedliche INDI-Geräte im gleichen Skript in beliebiger Reihenfolge benutzen. Im "Skriptbaukasten" finden Sie zwei Optionen für die Erstellung und Bearbeitung von INDI-Skripten:

• Fügen Sie "WaitForINDIAction" nach jeder INDI-Aktion hinzu : Wenn diese Option ausgewählt ist, wird im Skriptbaukasten automatisch waitForINDIAction() nach jeder erkannten Funktion hinzugefügt. Wenn Sie zum Beispiel die Funktion switchINDI() einfügen und diese Option ausgewählt ist, wird direkt anschließend "waitForINDIAction CONNECTION" in der Skriptdatei angefügt. Damit wartet das Skript nach switchINDI(), bis diese Funktion den Status OK zurückgibt (d. h. die Verbindung ist hergestellt). Es ist sehr wichtig zu wissen, dass im Skriptbaukasten nicht automatisch für allgemeine Aktionen, die mit der Funktion setINDIAction() eingegeben wurden, waitForINDIAction() hinzugefügt werden kann. Die Ursache liegt darin, dass KStars nicht automatisch die übergeordneten Eigenschaften allgemeiner Funktionen erkennen kann. Daher müssen Sie nach allgemeinen Aktionen manuell waitForINDIAction() eingeben, wenn das beabsichtigt ist.

• INDI-Gerätenamen wiederbenutzen : Ist diese Option angekreuzt, dann wird als Gerätename aller folgenden Funktionen automatisch der letzte Gerätename eingesetzt. Der letzte Gerätename wird immer dann neu gesetzt, wenn Sie die Funktion startINDI() zum aktuellen Skript hinzufügen. Wenn Sie ein Skript für mehreren Geräte schreiben, sollten Sie diese Option abschalten.

Jetzt können Sie ein Demo-Skript schreiben, dass ein LX200 GPS Teleskop und zusätzlich eine Finger Lakes CCD-Kamera steuert. Diese Aufgabe ist einfach. Das Teleskop soll auf den Mars schwenken und ihn verfolgen, dann soll die Kamera drei Photos von 10 Sekunden Dauer im Abstand von 20 Sekunden aufnehmen.

Wichtig

Da es über die INDI-DCOP Schnittstelle keine direkte Rückmeldung über Fortschritt, Wert oder Status einer Geräteoperation und über Parameter (außer für waitForINDIAction()) gibt, ist Geräteautomation in KStars etwa ein Steuerungssystem mit offener Schleife. In so einem System gibt es normalerweise keine direkte Rückkopplung, um den Fortschritt des Systems zu messen und Fehler zu korrigieren. Daher müssen Sie Ihre Skripte zur Geräteansteuerung sorgfältig entwerfen. Vor der Anwendung sollten Sie alle Skripte gründlich überprüfen.

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Das Demo-Skript wird im obigen Bildschirmphoto angezeigt. Beachten Sie, dass Append waitForINDIAction after any INDI action angekreuzt ist, Reuse INDI device name aber nicht. Zuerst müssen Sie die Funktion startINDI() einfügen. Das Gerät soll lokal betrieben werden, daher müssen Sie den Dienstemodus im Fenster für die Funktionsargumente nicht ändern. Geben Sie den Gerätenamen ein und beginnen Sie mit dem Teleskop "LX200 GPS". Wiederholen Sie die Eingabe für "FLI CCD". Anschließend folgt die Funktion waitFor(). Es ist allgemein erforderlich, die Funktion waitFor() direkt nach startINDI() anzuwenden, um die Ausführung des Skripts für 1-5 Sekunden anzuhalten. Damit wird sichergestellt, dass alle Eigenschaften aufgebaut und bereit für die Annahme von Befehlen sind. Es ist außerdem sinnvoll für die Steuerung entfernter Geräte, weil das Auffinden und der Aufbau von Eigenschaften einige Zeit beanspruchen kann. Mit der nächsten Funktion switchINDI() stellen Sie die Verbindung mit jedem Gerät her.

Da Fügen Sie "WaitForINDIAction" nach jeder INDI-Aktion hinzu angekreuzt ist, müssen Sie nach switchINDI() nicht noch waitForINDIAction() hinzufügen, um sicherzustellen, dass das Skript nur nach erfolgreich aufgebauter Verbindung ausgeführt wird. Der Skriptbaukasten führt dies automatisch aus, wenn Sie das Skript speichern. Stellen Sie jetzt den Modus des Teleskops auf Verfolgung, klicken Sie auf die Funktion setINDIScopeAction() und wählen Sie TRACK. Beachten Sie, dass Sie den Teleskopmodus auf Verfolgung stellen müssen, bevor Sie die Koordinaten des Objektes zur Verfolgung eingeben. Die Funktion setINDIScopeAction() ist nicht zwingend nötig, da damit in diesem Beispiel nur die allgemeine Funktion setINDIAction() mit dem Schlüsselwort TRACK eingefügt wird. Der Vorteil bei der Verwendung von setINDIScopeAction() liegt darin, dass KStars automatisch waitForINDIAction() anfügen kann, falls erforderlich.Diese Möglichkeit gibt es nicht automatisch für allgemeine Aktionen, wie bereits vorher erklärt.

Dann benutzen Sie die Funktion setINDITargetName() mit Mars als Parameter. Schließlich starten Sie die Bildaufnahme mit der Funktion startINDIExposure() und stellen die Wartezeit zwischen den Aufnahmen auf 20 Sekunden mit der Funktion waitFor() und dem Wert 20.

Sie können jetzt Ihr Skript speichern, damit Sie es jederzeit wieder ausführen können. Das Skript sollte etwa folgendermaßen aussehen:

#!/bin/bash
    #KStars DCOP script: Demo Script
    #by Jasem Mutlaq
    #last modified: Thu Jan 6 2005 09:58:26
    #
    KSTARS=`dcopfind -a 'kstars*'`
    MAIN=KStarsInterface
    CLOCK=clock#1
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 3
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDIScopeAction "LX200 GPS" TRACK
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" ON_COORD_SET
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDITargetName "LX200 GPS" Mars
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" EQUATORIAL_EOD_COORD
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION

Anmerkung

In der INDI-Bibliothek finden Sie robuste Funktionen, mit denen Entwickler sehr komplexe Skripte erstellen können. Weiter Einzelheiten finden Sie im Entwicklerhandbuch für INDI.

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Dieses Hilfsmittel zeigt ein Modell unseres Sonnensystems von oben gesehen. Die Sonne wird als ein gelber Punkt in der Mitte der Anzeige dargestellt und die Umlaufbahnen der Planeten werden mit den korrekten relativen Durchmessern gezeichnet, zentriert auf der Sonne. Die aktuelle Position jedes Planeten entlang der Umlaufbahn wird als ein farbiger Punkt mit einer Namensmarke angezeigt. Die Anzeige kann mit den Tasten + und - vergrößert und verkleinert werden und mit den Pfeiltasten oder mit einem Doppelklick irgendwo in das Fenster neu zentriert werden. Sie können die Ansicht auch mit den Tasten 0–9 auf einem Planeten zentrieren (0 ist die Sonne, 9 ist Pluto). Wenn Sie die Ansicht auf einen Planeten zentrieren, folgt die Ansicht dem Lauf des Planeten.

Der Sonnensystembetrachter hat seine eigene Zeit unabhängig von der Zeit im Hauptfenster von KStars. Der Betrachter hat wie in der Hauptwerkzeugleiste ein Drehfeld, um die Zeitschritte einzustellen. Dieses Drehfeld hat als Standard einen Zeitschritt von einem Tag (so dass Sie die Bewegung der Planeten verfolgen können), beim Öffnen des Betrachters ist die Zeit angehalten.

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Dieses Hilfsmittel zeigt die Positionen der vier größten Jupitermonde (Io, Europa, Ganymed und Callisto) relativ zu Jupiter als Funktion der Zeit an. Die Zeitachse verläuft vertikal, die Einheit ist Tage und „Zeit=0,0“ entspricht der aktuelle Simulationszeit. Die horizontale Achse zeigt die Winkelabweichung von der Position des Jupiters in Bogenminuten an. Die Abweichung wird von der Richtung des Jupiteräquators gemessen. Jede Mondposition als Funktion der Zeit ist ein sinusförmiger Graph wie die Mondumlaufbahnen. Jedem Graph ist eine unterschiedliche Farbe zugewiesen, um ihn von den anderen zu unterscheiden, die Namensbezeichnungen am oberen Rand verdeutlichen die jeweiligen Farben.

Die Zeichnung kann mit der Tastatur verändert werden. Die Zeitachse kann mit den Tasten + und -erweitert oder verkleinert werden. Die Zeit, die in der Mitte des Fensters angezeigt wird, kann mit den Tasten [ und ] angepasst werden.

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Das Modul Beobachtungsliste gibt Ihnen einen einfachen und direkten Zugriff auf häufig gebrauchte Funktionen für eine ausgewählte Liste von Objekten. Im Kontextmenü fügen Sie mit „Hinzufügen“ Objekte in die Liste ein oder benutzen Sie die Taste O, um das ausgewählte Objekt einzufügen.

Objekte in der Liste können Sie nach Spalten sortieren (Name, Rektaszension, Deklination, Magnitude und Typ). Wählen Sie erst in der Liste Objekte aus und drücken Sie dann für eine Aktion auf einen der Köpfe oben im Fenster. Manche Aktionen können Sie auf mehrere gewählte Objekte, andere nur auf einzelne Objekte anwenden. Die vorhandenen Aktionen sind:

Das Flexible Image Transport System (FITS) ist das Standardformat für die Darstellung von Bildern und Daten in der Astronomie.

Der FITS-Betrachter ist in KStars über INDI für die Anzeige und Bearbeitung der aufgenommenen FITS-Bilder innerhalb des Programms eingebunden. Außerdem können Sie die Bilddaten mit dem FITS-Betrachter nachbearbeiten. Um eine FITS-Datei zu öffnen, wählen Sie FITS öffnen ... aus dem Menü Datei oder drücken Sie Strg+O.

Eigenschaften des FITS-Betrachters:

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Das Diagramm zeigt den Arbeitsbereich und das Fenster des FITS-Betrachters, der grundlegende Funktionen für die Bildbearbeitung und -anzeige zu Verfügung stellt. Die FITS-Daten bleiben während der gesamten Bearbeitung, beim Öffnen und beim Speichern erhalten. Der Betrachter hält sich an den FITS-Standard, aber nicht alle FITS-Eigenschaften werden unterstützt:

Im Folgendes eine kurze Beschreibung der Funktionen dieses Werkzeugs:

Die meisten Teleskop sind mit der RS232-Schnittstelle für die Fernsteuerung ausgerüstet. Verbinden Sie den RS232-Anschluss in Ihrem Teleskop mit dem seriellen/USB-Anschluss Ihres Computers. Üblicherweise wird RS232 an die serielle Schnittstelle angeschlossen, da aber viele neuere Laptops eine USB/FireWire-Schnittstelle als Ersatz für die serielle Schnittstelle haben, brauchen Sie für diese einen Seriell-USB-Adapter.

Nachdem Sie das Teleskop mit Ihrer seriellen bzw. USB-Schnittstelle verbunden haben, schalten Sie Ihr Teleskop an. Es wird dringend empfohlen, dass Sie die neueste Firmware für Ihren Teleskopcontroller herunterladen und installieren.

Das Teleskop muss ausgerichtet werden, bevor es benutzt werden kann. Richten Sie Ihr Teleskop aus, wie es im Teleskophandbuch beschrieben ist (ein oder zwei Sterne-Ausrichtung).

KStars muss die Zeit und Ortseinstellungen überprüfen, bevor es sich mit dem Teleskop verbindet. Das stellt saubere Verfolgung und Synchronisation zwischen dem Teleskop und KStars sicher. Die folgenden Schritte ermöglichen es Ihnen, sich mit einem an Ihrem Computer angeschlossenen Teleskop zu verbinden. Um entfernte Geräte zu verwenden, schauen Sie bitte in den Abschnitt Steuerung entfernter Geräte.

Sie können den Assistenten für die Teleskop-Einrichtung benutzen und damit alle erforderlichen Angaben überprüfen. Der Assistent kann automatisch alle Ports nach angeschlossenen Teleskopen durchsuchen. Sie können den Assistenten mit Teleskop-Assistent im Menü Geräte aufrufen.

Alternativ können Sie mit den folgenden Schritten eine Verbindung zu einem lokalen Teleskop herstellen:

Jetzt können Sie die Funktionen der Geräte benutzen, KStars bietet Ihnen zwei unterschiedliche Oberflächen, um Teleskop zu kontrollieren:

Sie sind nicht gezwungen, sich für eine Bedienungsoberfläche zu entscheiden, da sie beide gleichzeitig benutzt werden können. Aktionen von der Himmelskarte werden automatisch in das INDI-Kontrollfeld übernommen und umgekehrt.

Um nun Ihr Teleskop zu verbinden, wählen Sie entweder Verbinden aus dem Kontextmenü des Gerätes oder wählen Verbinden aus dem entsprechenden Abschnitt des INDI-Kontrollfeldes.

KStars aktualisiert automatisch Längengrad, Breitengrad und Zeit des Standortes für das Teleskop basierend auf den aktuellen Einstellungen in KStars. Sie können dieses Aktualisieren ein- bzw. ausschalten im INDI einrichten ...-Dialog im Menü Geräte.

Falls KStars mit dem Teleskop erfolgreich kommunizieren kann, wird es die aktuellen Koordinaten Rekt und Dekl vom Teleskop abfragen und ein Fadenkreuz in der Himmelskarte mit der Position des Teleskops anzeigen.

Das war's! Ihr Teleskop ist nun bereit, um den Himmel zu entdecken!

KStars untertützt folgende Bildaufnahmegeräte:

Sie können CCD- und Videoaufnahme-Geräte im Gerätemanager im Menü Geräte starten. Wie bei allen INDI-Geräten können Sie einige Einstellungen für die Geräte von der Himmelskarte aus erreichen. Die vollständige Steuerung der Geräte finden Sie im INDI Kontrollfeld.

Das Standardformat für Bildaufnahmen ist FITS. Wenn Sie ein Bild aufgenommen und heruntergeladen haben, wird es im KStars FITS-Betrachter angezeigt. Um eine Folge von Bildern aufzunehmen, wählen Sie Bildsequenz aufnehmen ... aus dem Menü Geräte. Diesen Menüeintrag können Sie erst dann auswählen, wenn Sie die Verbindung zu einem Aufnahmegerät hergestellt haben.

Mit der Bildsequenzaufnahme können Bilder mit Kameras und CCDs interaktiv und als Stapelverarbeitung aufgenommen werden. Außerdem kann der Filter für die Aufnahme ausgewählt werden. Die Bildsequenzaufnahme wird erst dann aktiviert, wenn Sie die Verbindung zu einem Aufnahmegerät hergestellt haben.

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Das obige Bildschirmphoto zeigt eine Aufnahmesitzung. Folgende Einstellungen sind möglich:

Wenn Sie alle Einstellungen ausgewählt haben, starten Sie die Aufnahmesequenz durch Drücken des Knopfes Start. Mit dem Knopf Stop können Sie die Aufnahme jederzeit abbrechen. Alle aufgenommenen Bilder werden im FITS-Standardordner gespeichert, den Sie im Dialog Configure INDI angeben können.

Wenn Sie zusätzliche Anforderungen an die Aufnahmesequenz haben, sollten Sie mit dem Skriptbaukasten im Menü Extras ein Skript für Ihre besonderen Anforderungen erstellen.

Im Dialog "INDI einrichten" können die Klient-Seite der Optionen für INDI. Der Dialog ist in vier Bereiche eingeteilt: Allgemein, Automatische Geräteaktualisierung, Anzeige und Filterrrad: