Das geballte Wissen zum Thema Astronomie und Kosmos.

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In nächster Zeit werden vermehrt Begriffe rund um das Themen Astronomie und Kosmos aufgenommen.

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Saturn;   Schärfentiefe;   Seeing;   Schmuckkästchen;   Schwan;   Schwarzes Loch;   Sirius;   Skorpion;   Sommerdreieck;   Sommersonnenwende;   Sonne;   Sonnenfinsternis;   Sonnenflecken;   Sonnensystem;   Spica;   Spiegelteleskop;   Spiralnebel;   Stern;   Sternzeit;   Sterntag;   Sternwarte;   Stundenachse;   Supernova;   Stratosphäre;  

 

 

 

Saturn

Saturn ist der sechste Planet von der Sonne aus und mit seinem äquatorialen Durchmesser von 119.300 Kilometern der zweitgrösste im Sonnensystem. Vieles vom heute Bekannten verdanken wir den Voyager-Missionen 1980-81. Saturn ist sichtlich an den Polen abgeplattet, Resultat der sehr schnellen Rotation des Planeten um seine Achse. Sein Tag dauert 10 Stunden und 39 Minuten, und er benötigt 29,5 Erdenjahre für einen Umlauf um die Sonne. Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Wasserstoff mit Spuren von Helium und Methan. Saturn ist der einzige Planet, dessen Dichte unter der von Wasser liegt (ungefähr 30 Prozent darunter). Im unwahrscheinlichen Fall, dass ein Ozean zu finden wäre, der gross genug dazu ist, würde Saturn darin schwimmen. Saturns diesige gelbliche Färbung geht auf eine atmosphärische Bandbildung zurück, die zwar ähnlich, aber wesentlich feiner ist als die auf Jupiter.
Der Wind weht auf Saturn sehr schnell. In der Nähe des äquators erreicht er Geschwindigkeiten bis zu 500 Meter pro Sekunde (1.800 km/h). Der Wind weht meistens in eine östliche Richtung. Die stärksten Winde finden sich um den äquator, und die Geschwindigkeiten nehmen mit höheren Breiten gleichmässig ab. In den Breiten oberhalb von 35 Grad wechseln sich die Winde von Ost- und Westrichtung in zunehmender Breite ab.

Saturns Ringsystem macht den Planeten zu einem der schönsten Objekte im Sonnensystem. Die Ringe sind in eine Anzahl verschiedener Stücke geteilt, inklusive der hellen A- und B-Ringe und dem feineren C-Ring. Das Ringsystem hat mehrere Lücken. Die wichtigste Lücke ist die Cassini-Spalte, die den A- vom B-Ring trennt. Giovanni Cassini entdeckte diese Spalte 1675. Die Encke-Spalte innerhalb des A-Rings wurde nach Johann Encke benannt, der die Spalte 1837 entdeckte. Raumsonden haben gezeigt, dass die Hauptringe tatsächlich aus einer grossen Anzahl flacher kleinerer Ringe bestehen. Der Ursprung der Ringe ist unklar. Man denkt, sie bestehen aus grösseren Monden, die von Einschlägen von Kometen und Meteoriten zerschmettert wurden. Die Zusammensetzung der Ringe ist nicht definitiv bekannt, aber sie zeigen einen bedeutenden Anteil Wasser. Sie könnten sich aus Eisbergen und Schneebällen in der Grösse von ein paar Zentimetern bis zu wenigen Metern zusammensetzen. So manche der einzelnen Strukturen gehen auf Anziehungskräfte der nahen Monde zurück. Dieses Phänomen wird am besten vom Verhältnis des F-Rings zu den beiden kleineren Monden demonstriert, die das Ringmaterial hüten.

Von den beiden Voyager-Sonden wurden auch radiale, speichenartige Erscheinungen im breiten B-Ring gefunden. Man glaubt, die Erscheinungen bestehen aus feinen staubgrossen Partikeln. Die Speichen wurden dabei beobachtet, wie sie auf den zeitverschobenen Bildern der Voyagers entstehen und wieder vergehen. Während elektrostatische Aufladungen die Speichen durch Schweben von Staubpartikeln oberhalb der Ringe entstehen lassen dürften, ist der exakte Grund für die Bildung der Speichen nicht genau bekannt.

Saturn besitzt 18 bestätigte Monde, die grösste Anzahl an Satelliten, die ein Planet im Sonnensystem besitzt. 1995 sichteten Wissenschaftler durch das Hubble Space Telescope vier weitere Objekte, bei denen es sich um Monde handeln könnte.

Details:
Masse (kg)   5,688*1026  Masse (Erde = 1)   95,181 
Äquatorialer Radius (km) 60.268 
Äquator-Radius (Erde = 1) 9,4494 
Dichte Ø (g/cm3) 0,69 
Abstand zur Sonne Ø (km) 1.429.400.000
Rotationsdauer (Stunden) 10,233 
Umlaufdauer (Jahre) 29,458 
Umlaufgeschwindigkeit Ø (km/s) 9,67
Orbitale Exzentrizität 0,0560 
Achsenneigung (Grad) 25,33 
Orbitale Neigung (Grad) 2,488
Äquatoriale Oberflächengravitation (m/s2) 9,05
Äquatoriale Fluchtgeschwindigkeit (km/s)   35,49
Sichtbare geometrische Albedo 0,47
Durchschnittliche Wolkentemperatur -1250C
Atmosphärischer Druck (Bar)   1,4
Atmosphärische Zusammensetzung: Wasserstoff  Helium

Schärfentiefe

Wer mit einem Fernrohr Fotos machen möchte, will den Film möglichst im Brennpunkt (Fokus) des Teleskops haben. Der Brennpunkt ist jedoch ein geometrischer Punkt ohne Ausdehnung. Man braucht also ein Mass, um zu wissen wie Nahe man diesem Brennpunkt kommen muss, um noch ein scharfes Bild eines Sterns zu erhalten. Wenn man einen Kreis mit Durchmesser d vorgibt, mit dessen Ausdehnung ein Stern höchstens abgebildet werden darf, so darf man maximal um d * Brennweite/Objektivdurchmesser nach vorne oder hinten vom Brennpunkt abweichen. Wenn d die Ausdehnung eines CCD-Pixels von 9 Mikrometern ist und die Brennweite 2 m bei 20 cm Objektivdurchmesser beträgt, so darf der CCD Chip höchstens 90 Mikrometer vor oder hinter dem Brennpunkt stehen.


Seeing

Das Seeing ist ein Begriff, der die Unschärfe durch atmosphärische Störungen bei der Beobachtung des Nachthimmels bezeichnet. Es wird normalerweise in Bogensekunden angegeben und wird meist als die Halbwertsbreite der Abbildung eines Sterns gemessen. Um das komplette Seeing zu messen, muss das Bild mindestens mehrere Sekunden integriert werden. Typische Werte für das europäische Festland liegen bei 2 bis 5 Bogensekunden, an Standorten mit besonders gutem Seeing wie in Chile oder anderen bevorzugten Standorten für Grossteleskope ist der Mittelwert besser als 1 Bogensekunde, im Extremfall kann es auf weniger als 0,2 Bogensekunden sinken.

Das Seeing entsteht durch Turbulenzen in Luftschichten, die das Licht von ausserhalb der Atmosphäre unregelmässig ablenken. Bei der Beobachtung mit dem blossen Auge ist der Effekt als "Blinken"der Sterne zu erkennen, auf Bildern mit längerer Belichtungszeit führt er dazu, dass der Lichtstrahl einer punktförmigen Quelle über einen grösseren Bereich "verschmiert"; das Bild wird unscharf. Der Ablenkungseffekt ist um so grösser und schneller veränderlich, je kürzer die beobachtete Wellenlänge ist. Eine extreme Form dieses Turbulenzeffekts ist das Flimmern der Luft über heissem Asphalt.

Das Seeing hat mehrere Ursachen. Der Jet-Stream in der Hochatmosphäre ist weitgehend laminar und trägt kaum zum Seeing bei. Die übergangsschicht zu tieferliegenden Luftschichten ist jedoch oft turbulent und eine der Hauptursachen für das Seeing. In geringerer Höhe erhöhen weitere eventuelle übergangsschichten das Seeing. In Bodennähe sind Winde oft turbulent, weil sie zuvor über unebenem Boden waren. Die Wetterlage beeinflusst das Seeing ebenso, im Rücken einer Kaltfront ist die Luft zwar sehr rein, aber eben auch stark turbulent. Zusätzlich trägt die Thermik des Bodens zum Seeing bei, also um wie viel wärmer der nächtliche Boden ist als die umgebende Luft.

Diese Faktoren lassen sich nicht aktiv beeinflussen, aber durch eine geeignete Wahl des Teleskopstandorts minimieren. So sind etwas über Chile der Jet-Stream und der darunterliegende Wind oft nähzu parallel, was die Turbulenz mindert. Ausserdem kommt der Wind von See, wodurch die Turbulenz in Bodennähe ebenfalls geringer ist. Daher ist es ein bevorzugter Standort für moderne Teleskope. Das thermische Bodenseeing wird ausserdem durch Vegetation, besonders Wälder, verschlechtert.

Weiter gibt es noch künstliche Beiträge zum Seeing durch die Thermik des Teleskops selbst und der Teleskopkuppel. Diese lassen sich durch eine aktive Kühlung während des Tages auf die erwartete Nachtemperatur und eine geschickte Bauweise verhindern. Generell sind alle Hitzequellen innerhalb der Kuppel eine Quelle von schlechtem Seeing. Dies gilt auch für den Beobachter, weswegen das Teleskop zunehmend von getrennten Kontrollräumen aus gesteuert wird. Um eine möglichst laminare Strömung direkt am Teleskop zu erreichen, werden Forschungsteleskope heute nicht mehr mit Tubus gebaut, sondern mit einer versteifenden Gitterkonstruktion, die die Luft passieren lässt, und heutige Teleskopkuppeln lassen sich weit mehr öffnen als frühere Konstruktionen.

Um eine vom Seeing unabhängige, möglichst beugungsbegrenzte Abbildung zu erreichen, gibt es mehrere technische Ausgleichsmassnahmen wie die Speckle-Interferometrie oder die adaptive Optik. Diese Techniken führen bei langwelligem Licht, insbesondere im Infrarotbereich, zu sehr guten Ergebnissen. Für Beobachtungen im kurzwelligen Spektralbereich sind dagegen Weltraumteleskope noch unumgänglich.


Schmuckkästchen

Offener Sternhaufen im Sternbild Crux, oder Kreuz des Südens. Es ist um den Stern kappa Crucis konzentriert und hat seinen Namen von der Vielfarbigkeit seiner Mitglieder. Er ist etwa 2.3 kpc entfernt.


Schwan

Sommersternbild mit lateinischem Namen Cygnus und der Abkürzung Cyg.


Schwarzes Loch

Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen, wenn sie ihre Brennkraft aufgebraucht haben, haben ein spektakuläres Ende. Den grössten Teil ihrer Masse schleudern sie in einer gewaltigen Explosion ins All.
Der verbleibende Rest von ca. 1,8 Sonnenmassen in Form von Eisen kollabiert zu einem ungeheuer kompakten Zwergenstern von nur wenigen Kilometer Durchmesser.
Ein schwarzes Loch hat eine so ungeheure Gravitation, dass weder Teilchen noch Lichtstrahlen seiner Anziehungskraft widerstehen können.


Sirius

Sirius, der Hauptstern des Grossen Hundes (Alpha Canis Majoris), ist mit -1.44 Grössenklassen der hellste Stern am Firmament, was hauptsächlich an seiner geringen Entfernung von 2,6 pc (8,6 Lj) liegt. Er befindet sich unter den zehn nächsten Sternen. Der "Hundsstern" war den alten ägyptern als Kalenderstern heilig. Wenn zum ersten Mal vor Sonnenaufgang Sirius in der Morgendämmerung sichtbar wurde, begann ein neues Jahr und war zwei Wochen darauf mit dem Beginn der frühsommerlichen Nilschwemme zu rechnen, einem wichtigen Ereignis für alle Nil-Anrainer. Mit den "Hundstagen" verbindet sich immer noch Sommershitze mit dem Hauptstern des Grossen Hundes, obwohl infolge der Präzession der sog. heliakische Siriusaufgang heutzutage am Augustende liegt.


Skorpion

Das Sternbild Skorpion gehört zu den Tierkreisbildern und steht nur wenige Grad über dem Horizont. Obwohl es aus recht hellen Sternen besteht verschlingen künstliche Aufhellungen an unserem Himmel oft seine Pracht und verlor es bei vielen Beobachtern deshalb an Bedeutung. Das Sternbild ist in unseren Regionen nicht vollständig zu sehen.
Der Hauptstern dieses Bildes ist Antares, was "Gegenmars" bedeutet und eine Anspielung auf dessen rötliches Leuchten ist. 
Das Sternbild Skorpion wird bereits auf alten babylonischen Schrifttafeln erwähnt. In der griechischen Mythologie erzählte man folgende Geschichte: Der Jäger Orion hatte eines Tages auf der Jagt in Kreta verlauten lassen, er werde alle Tiere auf Erden töten. Darüber war Gaia, die uralte Göttin der Erde und Mutter des Uranos, so erbost, dass sie einen Skorpion aus ihrem Schoss entsandte, um Orion mit seinem Giftstachel zu töten. Artemis, die mit ihm auf der Jagt gewesen war, setzte ihn aber zum ewigen Angedenken an seinen Mut und seine Tapferkeit an den Himmel. Diese Geschichte findet sich am Sternenhimmel wieder. Zur Untergangszeit des Skorpions, steigt Orion im Osten auf. Kehrt der Skorpion an den Nachthimmel zurück, so verschwindet Orion unter dem Westhorizont.


Sommerdreieck

Im Sommer am Nordhimmel gut sichtbares, grosses Dreieck bestehend aus Wega, Altair und Deneb.


Sommersonnenwende

Die grösste nördliche oder südliche Stellung der Sonne auf ihrer Jahresbahn. Die Sommersonnenwende ist um den 21. Juni herum, die Wintersonnenwende um den 22. Dezember herum.


Sonne

Die Sonne ist die bei weitem auffälligste Erscheinung in unserem Sonnensystem. Sie ist das grösste Objekt und umfasst nahezu 98 % der Masse des gesamten Sonnensystems.

Über 100x bräuchte es die Erde um den Durchmesser der Sonne zu erreichen. Für das Volumen würde es über 1.3 Millionen Erden brauchen. Die äussere Schicht der Sonne nennt sich Photosphäre und besitzt eine Temperatur von 6.0000 C. Diese Schicht besitzt eine fleckige Erscheinung wegen der turbulenten Energieeruptionen an der Oberfläche.

Die Energie der Sonne entsteht tief in ihrem Inneren. Hier sind Temperatur (15.000.0000 C) und Druck (340 Millionen Mal der Druck der Erdatmosphäre auf Meereshöhe) so hoch, dass eine Kernreaktion stattfindet. Diese Kernreaktion bewirkt, dass vier Protonen (oder Wasserstoff-Atomkerne) verschmelzen und ein Alpha-Teilchen (oder auch ein Helium-Atomkern) entsteht. Diese Alpha-Teilchen sind um 0,7 % leichter als vier Protonen zusammen. Diese Massendifferenz wird in Energie umgewandelt und durch einen Prozess, der Konvektion genannt wird, an die Oberfläche getragen, wo sie als Licht und Hitze abstrahlt. Diese Energie benötigt eine Million Jahre, um an die Oberfläche zu gelangen. Zu jeder Sekunde werden 700 Millionen Tonnen Wasserstoff in Helium-Asche umgewandelt. Durch diesen Prozess werden 5 Millionen Tonnen purer Energie abgestrahlt; mit der Zeit wird die Sonne dadurch leichter.

Die Chromosphäre befindet sich oberhalb der Photosphäre. Die Energie der Sonne durchquert diese Region auf ihrem Weg vom Inneren der Sonne nach aussen. Faculä und Flares erheben sich in die Chromosphäre. Faculä sind helle, leuchtende Wasserstoffwolken, die sich über den Stellen bilden, wo sich gerade Sonnenflecken formen. Flares sind helle Filamente aus heissem Gas, das in den Gegenden um Sonnenflecken freigesetzt wird. Sonnenflecken sind dunkle Mulden in der Photosphäre mit einer typischen Temperatur von 4.0000 C.

Die Korona ist der äusserste Teil der Sonnenatmosphäre. Hier treten die Protuberanzen auf. Protuberanzen sind riesige Wolken aus glühendem Gas, die aus der oberen Chromosphäre ausbrechen. Die äusseren Regionen der Korona reichen weit in das All hinein und bestehen aus Partikeln, die sich langsam von der Sonne entfernen. Die Korona kann nur während einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden (siehe die Bilder von Sonnenfinsternissen).

Die Sonne dürfte seit 4,6 Milliarden Jahren aktiv sein und besitzt noch genug Brennstoff, um weitere etwa fünf Milliarden Jahre zu brennen. Gegen Ende ihres Daseins wird die Sonne damit beginnen, Helium zu schwereren Elementen zu verbrennen, und dabei soweit anschwellen, bis sie letzten Endes so gross ist, dass sie die Erde verschlingt. Nach einer weiteren Milliarde Jahren als Rotem Riesen wird sie plötzlich zu einem Weissen Zwerg zusammenfallen -- dem letztendlichen Produkt eines Sterns wie dem unseren. Es dürfte eine Billion Jahre dauern, bis sie vollständig abgekühlt ist.


Sonnenfinsternis

Bedeckung der Sonne durch den Mond. Es gibt totale, ringförmige und partielle Sonnenfinsternisse. Man beobachtet eine totale Sonnenfinsternis, wenn man sich im Kernschatten des Mondes befindet. Dieser ist nur etwa 100 km breit. Wenn der Mond während des Aphels der (der Erde um die Sonne und des Mondes um die Erde) in die Sichtlinie zwischen Erde und Sonne tritt, kann der äussere Rand der Sonne noch beobachtet werden (ringförmige Sonnenfinsternis). Eine partielle Sonnenfinsternis beobachtet man, wenn man sich ausserhalb der Kernschattenyone befindet.


Sonnenflecken

Dunkle Flecken auf der Sonnenoberfläche, die in einem etwa 11 jährigen Zyklus auftauchen und verschwinden. Es sind magnetische Phänomene: Magnetfelder behindern die Konvektion von heissem Material an die Oberfläche, wodurch sich die Oberfächentemperatur um bis zu 2000 K (1700°) reduziert. Lebenszeiten von Sonnenflecken betragen einige Tage bis einige Monate. In den ruhigen Zeiten des elfjährigen Zyklus beobachtet man oft Monate lange keine Flecken, in den aktiven Phasen sind immer welche zu sehen.


Sonnensystem

Der Ausdruck bezeichnet das System bestehend aus der Sonne (99.9% der Masse) zusammen mit den neun Planeten (von innen nach aussen Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto), deren Monden, Asteroiden, Kometen und interplanetares Medium, die gravitativ an die Sonne als Hauptkörper gebunden sind.
Man nimmt an, dass das Sonnensystem aus einer rotierenden Gaswolke entstanden ist, die während des Kollapses eine Scheibe gebildet hat, in welcher sich die Planeten und die diversen kleineren Objekte bilden konnten. Ein Hinweis dafür ist, dass die Planeten fast in einer gemeinsamen Ebene um die Sonne und in der gleichen Richtung um die Sonne laufen. Die Ebende der Planetenumlaufbahnen entspricht zudem auch dem Sonnenäquator. Die Bahnen der bekannten Planeten liegen alle innerhalb von 40 AU; ausserhalb liegt die Oortsche Wolke, aus der vermutliche eine Reihe von Kometen stammt.


Spica

Hellster Stern im Sternbild Jungfrau, also alpha Virginis. Der lateinische Name bedeutet Kornähre, der weniger gebrauchte arabische Name Alaazel bedeutet Hinterbein des Löwen. Es ist ein Bedeckungsveränderlicher mit 4 Tagen Periode. Die scheinbare Helligkeit ist 1.0 mag ist etwa 85 parsec entfernt und vom Spektraltyp B2. Die Effektivtemperatur beträgt 20000 K (20'000°).


Spiegelteleskop

Ein Teleskoptyp, bei welchem das Lichtsammeln mit Hilfe von meist sphärischen oder parabolischen Spiegeln bewerkstelligt wird anstatt wie mit optischen Linsen wie bei Linsenteleskopen (Refraktoren). Spiegelteleskope werden oft kurz als Spiegel und auch als Reflektoren bezeichnet. Im professionellen Bereich werden heute fast ausschliesslich Spiegelteleskope verwendet, da bei dieser Bauart kein Verlust in Linsen auftritt, und vor allem, weil man Spiegel sehr viel grösser als Linsen konstruieren kann. Letztere sind auf etwa 1 m Durchmesser begrenzt aufgrund der Eigenschaften von Glas.


Spiralnebel

Ein diskusförmiges Sternsystem ähnlich dem Milchstrassensystem. Die Spiralarme werden lediglich durch wenige massereiche und extrem leuchtkräftige Sterne markiert, die dort gerade (vor wenigen Jahrmillionen) aus interstellarem Gas und Staub hervorgegangen sind. Die Gebiete zwischen den Armen sind keineswegs sternenleer! Die Sterne dort sind lediglich unscheinbar weil meist massearm wie die Sonne, Durchschnitt eben.
Genaugenommen sind die Spiralarme Maxima von Dichtewellen, die die Unzahl von Sternen wie die Atome eines Gases periodisch etwas zusammenpresst und wieder dekomprimiert. Der mittlere Abstand zwischen den Sternen schwankt im Laufe von Hunderten von Jahrmillionen ein wenig hin und her. Diese Dichtewellen lösen in interstellaren Gas-Staub-Wolken Sternentstehungsprozesse aus.
Der nächste grosse Spiralnebel ist der Andromedanebel (M 31). Er übertrifft an Grösse unser eigenes Sternsystem.


Sternzeit

Die Sternzeit wird aus der Umdrehung der Erde gegenüber dem Hintergrund der in grosser Entfernung stehenden Sterne abgeleitet, kann also aus nächtlichen Beobachtungen des Sternenhimmels bestimmt werden. Einen Sterntag definiert man in erster Näherung als die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Meridiandurchgängen eines Sterns. Dabei ist der Meridian eines Beobachtungsortes der Grosskreis auf der Himmelskugel, der durch die beiden Himmelspole und durch den Zenit des Beobachtungsortes geht. Anders ausgedrückt ist der Meridian der vom Erdmittelpunkt aus auf die Himmelskugel projizierte Längenkreis des Beobachtungsortes. Der Meridiandurchgang ist daher die präzisierte Festlegung des Zeitpunktes, zu dem umgangssprachlich "der Stern genau im Süden steht" (zumindesten für Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde). Die Dauer eines Sterntages in Einheiten der Weltzeit beträgt 23h 56m 04,0905 s.


Stern

Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden, aus Plasma bestehenden Himmelskörper, dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion im Sterninneren aufgebracht wird. Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung, wie Neutronensterne und weisse Zwerge, werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie lediglich aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben.
Der uns nächste und besterforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum unseres Sonnensystems. Ohne die Wärmestrahlung der Sonne wäre auf der Erde kein Leben möglich. Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein Stern ist.
Früher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenüber Wandelsternen (heute Planet) verwendet. Auch Fixsterne bewegen sich messbar am Himmel, wenn auch vergleichsweise langsam. So werden in einigen tausend Jahren die heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein.
Am gesamten Himmel sind etwa 6.000 Sterne mit blossem Auge zu erkennen. Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Punkte am Himmel täuscht leicht darüber hinweg, dass Sterne nicht nur bezüglich ihrer Entfernung, sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten von Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer Wertebereiche überspannen, die man durchaus als astronomisch bezeichnen kann. So würde man die äussersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während das Innere von Neutronensternen so dicht wie ein Atomkern ist, so dass ein Teelöffel davon so viel wie ein ganzer Berg wiegen würde. Ebenso reichen die beteiligten Temperaturen von wenigen tausend bis zu mehreren Milliarden Kelvin. Neben diesen extrem unterschiedlichen Erscheinungsformen von Sternen liegt oft auch ein erheblicher innerer Strukturreichtum vor.


Sterntag

Um die Länge eines Sterntages präziser zu definieren und auch um für die Sternzeit einen Nullpunkt der Zeitzählung festlegen zu können, müssen zunächst die Begriffe 'Stundenwinkel', 'Ekliptik', 'Himmelsäquator' und 'Frühlingspunkt' erläutert werden. Durch einen beliebigen Punkt des Himmels -- z.B. den Ort eines Sterns -- und die beiden Himmelspole lässt sich eindeutig ein weiterer Grosskreis festlegen, der im allgemeinen nicht mit dem Meridian zusammenfällt, sondern diesen an den Himmelspolen schneidet. Der Schnittwinkel wird als Stundenwinkel bezeichnet. Er wird allerdings üblicherweise nicht im Gradmass angegeben, sondern in Stunden, Minuten und Sekunden (daher der Name). Der Vollkreis von 360 Grad entspricht dabei exakt 24 Stunden. Infolge der Erdrotation wächst der Stundenwinkel während eines Sterntages um 24 Stunden.


Sternwarte

Eine astronomische Beobachtungsstation (auch Observatorium genannt)mit mindestens einem Teleskop. Häufig findet man Analagen mit einigen bis zu einigen tausend Teleskopen. Es gibt Amateursternwarten (meist privat oder von Astronomischen Vereinigungen betrieben), Schulsternwarten, Volkssternwarten (öffentlich zugängliche Sternwarten, oft Schulsternwarten oder alte Anlagen von astronomischen Instituten, auch von Vereinen betrieben) und professionelle Sternwarten. Letztere sind vor allem an einsamen Orten in (Halb)Wüsten (La Silla und Paranal, ESO; Cerro Tololo, USA; New Mexico, mehrere; Sutherland, Südafrika; Siding Springs, Australien) oder auf Bergen von Inseln (Kanarische Inseln, Hawaii) anzutreffen und besitzen meist grosse Teleskope (gegenwärtig bis 10 m Spiegeldurchmesser). Ein relativ neuer Trend sind Teleskopfarmen, in welchen bis zu einigen tausend kleinerer, aber vollautomatischer Teleskope vor allem zur Überwachung von variablen Objekten eingesetzt werden.


Stundenachse

Die Achse einer parallaktischen Montierung, die parallel zur Erdachse ausgerichtet ist, nennt man Stunden- oder Polachse.


Supernova

Bei der Supernovaexplosion eines Sternes wird die gesamte noch vorhandene Reserve an Energie freigesetzt und ein beträchtlicher Teil der Sternenmasse in den Weltraum abgestossen.
Die Geschwindigkeiten, die dabei erreicht werden, liegen bei 10.000 bis 20.000 Kilometer in der Sekunde.
Wir können die Überreste solcher gigantischen Explosionen als grossflächige, schleierartige Nebelfetzen am Himmel erkennen, z.B. Vela-Supernova, Cirrus-Nebel.
Die Dichte innerhalb des Kerns werden so eng zusammengepresst, dass entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht.


Stratosphäre

Im Gegensatz zu der untersten Schicht der Atmosphäre, der Troposphäre, ist die Stratosphäre bedeutend ruhiger. Die Ableitung des Namens stammt aus dem Griechischen; Stratos bedeutet Schicht. Die Temperaturen sind auf Grund des Ozons wieder höher als in den oberen Schichten der Troposphäre. Dies liegt daran, dass das Ozon der Stratosphäre die Ultraviolettstrahlung der Sonne absorbiert, also festhält, die Schichten werden erwärmt. In der Stratosphäre gibt es so gut wie keine Feuchtigkeit, auch die Wolken befinden sich in der Troposphäre. Nur sehr selten bilden sich hier Wolken aus Eiskristallen, welche Perlmuttwolken heissen. Das Ende der Stratosphäre heisst Stratopause, sie befindet sich etwa in Höhe von 50 km.