Glossar S...

S...

Auf Grund der Gezeitenreibung findet eine langsame Reduktion der Erdrotationsgeschwindigkeit statt. Der Tag wird langer, wobei die durchschnittliche Verlängerung nur 0,00000002 s/Tag beträgt; über eine ausreichend lange Zeitspanne hinweg macht sich der Effekt allerdings bemerkbar. Die langsame Zunahme der Entfernung zwischen Erde und Mond ist ein weiteres Resultat der Gezeitenreibung.

Saros-Zyklus:

Periode von 18 Jahren und 11,3 Tagen, nach der sich Erde, Mond und Sonne wieder in derselben Ausgangsposition zueinander befinden. Daher soll einer Sonnen- oder Mondfinsternis nach der Periode von 18 Jahren und 11,3 Tagen eine gleiche Finsternis folgen. Die Periode ist jedoch nicht ganz exakt, reicht aber für einfache Vorhersagen, wie sie schon in der Antike von griechischen Philosophen mit Hilfe des Saros-Zyklus gemacht wurden.

Satellit:

Himmelskörper, der einen Planeten umläuft. Die Erde hat als einzigen natürlichen Satelliten den Mond, Jupiter hat 16 Satelliten, Saturn ebenfalls 16, Uranus 15, Neptun und Pluto jeweils einen, während Merkur und Venus unbegleitet sind.

Saturn

Saturn ist der Äußerste der schon seit der Antike bekannten Planeten. Besonders berühmt ist er für seine Ringe, die aus schneeballgroßen bis hausgroßen Brocken bestehen. Er ist wie Jupiter ein aus Wasserstoff und Helium bestehender Riesenplanet. Er hat keine feste Oberfläche. Unter den Wolken steigt Druck und Temperatur immer weiter an, bis schließlich der Wasserstoff metallisch flüssig wird.

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 2500 mm bei 250 mm Objektivdurchmesser beträgt, so darf der CCD Chip höchstens 90 Mikrometer vor oder hinter dem Brennpunkt stehen.

Scheinbare Helligkeit:

Die Helligkeit, mit der ein kosmisches Objekt dem Beobachter erscheint, d.h. ein Maß für die empfangene Strahlungsintensität. Gemessen wird sie in Größenklassen (lateinisch: Magnitudo, Abk.: m), eine ogarithmische Skala zur Messung der Lcihtintensität eines Sterns. Je heller ein Stern leuchtet, um so kleiner ist der Wert für seine scheinbare Helligkeit, den man als Größenklasse oder Größe des Sterns bezeichnet. dieser Wert hat nichts mit dem wirklichen Durchmesser des Sterns zu tun!
Beispiele: Die Sonne hat eine scheinbare Helligkeit von -26,8 mag, Sirius, der hellste Stern am Himmel, hat -1,4 und der Polarstern +2. Die schwächsten, mit dem Hubble Space Telescope beobachtbaren Sterne haben eine scheinbare Helligkeit von +30 mag.
Die scheinbare Helligkeit eines Sterns läßt keinen Schluß auf seine wirkliche Leuchtkraft zu.
Siehe auch:
Größenklasse
absolute Helligkeit

Scheinbarer Ort

Ort eines Gestirns auf der Himmelskugel, den ein Beobachter im Erdmittelpunkt messen würde. Konkret heißt das, ein von einem wirklichen Beobachter gemessener Ort ist bereits in Hinblick auf Refraktion und geozentrische Parallaxe korrigiert.

Schiefe der Ekliptik:

Winkel zwischen Himmelsäquator- und Ekliptikebene. Sein Wert beträgt 23°26'54". Sie bezeichnet auch den Winkel, um den die Erdachse von der Senkrechten auf die Erdbahnebene abweicht.

Schmidt-Teleskop (Schmidt-Kamera, Schmidt-Spiegel):

Teleskoptyp mit sphärischem Spiegel und spezieller Korrektionsplatte aus Glas. Mit diesem Teleskop lassen sich mit einer einzigen Aufnahme relativ weite Himmelsfelder photographieren, wobei die Schärfe bis zum Rand sehr gut ist. In seiner ursprünglichen Form kann dieses Teleskop nur für Photographie benutzt werden. Das größte im Gebrauch befindliche Schmidt-Teleskop ist das "Big Schmidt" auf dem Mount Palomar, USA, mit einer Korrektionsplatte von 122 cm.

Schwache Wechselwirkung:

Eine der vier allegmeinen Klassen von Wechselwirkungen der Elementarteilchen. Bei normalen Energien sind die schwachen Wechselwirkungen sehr viel schwächer als die elektromagnetische und die starke Wechselwirkung, aber dennoch viel stärker als die Gravitation. Die schwache Wechselwirkung ist verantwortlich für den relativ langsamen Zerfall von Neutronen und Myonen, sowie für alle Reaktionen, an denen Neutrinos beteiligt sind.

Schwarzer Körper (schwarzer Strahler):

gedachter Körper, der sämtliche außen auf ihn einfallende Strahlung absorbiert und auch nicht den geringsten Anteil reflektiert (daher die Bezeichnung 'schwarz'). Da der schwarze Körper dadurch Energie aufnimmt, erwärmt er sich und fängt seinerseits an Energie abzustrahlen (zu "glühen"). Die von ihm ausgehende Strahlung besitzt ein charakteristisches Spektrum (Schwarzkörperstrahlung). Sterne besitzen näherungsweise die Eigenschaften schwarzer Körper, so daß Astrophysiker hiermit den Zusammenhang zwischen ihrer Farbe, Temperatur und Strahlung erklären können.

Schwarzes Loch:

Eine der aufregendsten Vorhersagen der Einsteinischen Relativitätstheorie ist die Existenz von Schwarzen Löchern, in denen die Gravitationskräfte so groß werden, daß selbst Teilchen, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, nicht entweichen können.
Ein stellares Schwarzes Loch ist ein Raumgebiet, in das ein Stern kollabiert ist und aus dem weder Licht, Materie oder irgendeine Art von Signal entweichen kann. Theoretisch unterscheidet man rotierende und nicht-rotierende Schwarze Löcher. In der Frühgeschichte unseres expandierenden Urknall-Universums könnten einige Gebiete so komprimiert werden, daß sie gravitativ kollabierten und ein sogenanntes primordiales ("urzeitliche") Schwarzes Loch bildeten.

Schwarzschildeffekt

Mit diesem Effekt wird eine für die Astrofotografie leider unangenehme Eigenschaft der fotografischen Filme beschrieben. Danach nimmt die Filmempfindlichkeit während der Belichtung exponentiell ab. Nur ganz spezielle mit Wasserstoffgas behandelte, sogenannt hypersensibilisierte Filme verlieren selbst bei stundenlanger Belichtung nicht oder kaum an Empfindlichkeit.

Schwarze Zwerge:

Die theoretisch kältesten Sterne. Man weiß seit langem, dass es Sterne geben könnte, die zu kühlt sind, um sichtbares Licht auszusenden. Sie wurden früher Schwarze Zwerge genannt. In neuerer Zeit wird für die Sterne, die zu kühl sind, um das Hauptreihenstadium zu erreichen, der Ausdruck Braune Zwerge verwendet, während Schwarze Zwerge das Entstadium der Weißen Zwerge darstellen: kalte, vollständig entartete Körper.Ein Weißer Zwerg besitzt keine Möglichkeit mehr, seine Wärme aufrechtzuerhalten, und kühlt daher stetig ab. Nach entsprechend langer Zeit ist seine Temperatur so weit abgesunken, dass er unsichtbar und damit zu einem Schwarzen Zwerg wird.

Seeing:

Englische Bezeichnung für die Luftqualität (Grad der Luftunruhe und -transparenz) im Hinblick auf astronomische Beobachtungen und Astrofotografie.

Seismograph (Seismometer):

Gerät zur Messung und Aufzeichnung von Erdbeben. Apollo-Astronauten nahmen äußerst empfindliche Seismometer mit zum Mond, die interessante Informationen über die dortigen seismischen Bedingungen lieferten Selenographie: Untersuchung der Mondoberfläche.

Selenozentrisch

Selenozentrisch bedeutet auf den Mondmittelpunkt bezogen.

Sextant:

Instrument zur Messung der Höhe eines Himmelskörpers über dem Horizont.

Seyfert-Galaxien:

Eine Klasse Aktiver Galaxien, meist Spiralgalaxien, deren Kerne im Vergleich zur übrigen Galaxie sehr hell sind. Die Spektren der Kerne weisen breite Emissionslinien auf: Bei Seyfert-1-Galaxien zeigen sich erlaubte, aber nichtvariable Linien. Seyfert-2-Galaxien zeigen sowohl erlaubte als auch verbotene Linien, die Linienbreiten sind geringer als bei Seyfert-1-Galaxien.

Siderischer Monat

Der siderische Monat ist die Zeitspanne, die der Mond braucht, um seinen Umlauf in einem relativ zu den Sternen ruhenden Koordinatensystem zu vollenden. Der siderische Monat dauert 27 Tage 7 Stunden 43 Minuten und 12 Sekunden.

Siderisches Jahr

Das siderische Jahr ist die Zeitspanne, die die Erde braucht, um ihren Umlauf in einem relativ zu den Sternen ruhenden Koordinatensystem zu vollenden. Das siderische Jahr dauert 365 Tage 6 Stunden 9 Minuten und 10 Sekunden.

Siderische Umlaufzeit:

Zeitspanne, die ein Planet oder anderer Körper für einen Umlauf um die Sonne benötigt (Erde: 365,2 Tage). Begriff wird auch für einen Satelliten im Umlauf um einen Planeten benutzt.

Singularität:

Ein Punkt im Raum-Zeit-Kontinuum, in dem die bekannten physikalischen Gesetze keine Gültigkeit mehr besitzen, wie z.B. im Zentrum eines Schwarzen Lochs.

Solarkonstante:

Einheit zur Messung der Sonnenenergiemenge, welche durch die elektromagnetischen Wellen auf die Erdoberfläche gelangt. Sie beträgt 1,94cal/min/cm&sub2; (oder 1,36 kW/m²). Eine Kalorie entspricht der Hitze, die notwendig ist, um 1g Wasser um 1°C zu erhitzen.

Solstitien (Sonnenwenden):

Zeitpunkte, zu denen die Sonne den nördlichsten (ca. 21. Juni, Deklination 23°N) oder südlichsten (ca. 21. Dezember, 23°S) Punkt des Himmels erreicht. Das genaue Datum kann sich aufgrund der Kalenderunregelmäßigkeiten(Schaltjahr) verschieben.

Sonnenfinsternis:

Eine Sonnenfinsternis ereignet sich, wenn der Mond vor die Sonne zieht. Zufällig erscheinen beide Körper fast gleich groß. Befinden sich Sonne, Mond und Erde praktisch in einer Geraden, verdeckt der Mond kurze Zeit die strahlende Sonnenscheibe, entweder partiell oder total (allerhöchstens jedoch 8 Minuten lang). Bei einer totalen Sonnenfinsternis wird die Umgebung der Sonne mit bloßem Auge (man darf niemals direkt in die Sonne schauen) sichtbar: die Chromosphäre, die Korona und Protuberanzen Bei einer partiellen Sonnenfinsternis wird die Sonne nicht ganz verdeckt, und die spektakulären Phänomene der totalen Sonnenfinsternis können nicht beobachtet werden. Wenn sich der Mond nahe seines größtmöglichen Abstandes zur Erde befindet (vgl. Apogäum), wirkt er etwas kleiner als die Sonne und wird von einem Ring der Sonne umrahmt (ringförmige Sonnenfinsternis). Auch dabei kann man die Phänomene der totalen Finsternis nicht beobachten.

Sonnenflecken:

Dunkle Flecken in der Photosphäre der Sonne. Ihre Temperatur liegt bei etwa 4000°C, während in der übrigen Photosphäre 6000°C herrschen, so daß sie nur durch den Kontrast dunkler erscheinen. Für sich allein sind sie noch immer extrem hell. Ein großer Sonnenfleck besteht aus einem dunkleren Kern (Umbra), umgeben von einem helleren Gebiet (Penumbra), das sehr ausgedehnt und unregelmäßig geformt sein kann. Sonnenflecken treten meist in Gruppen auf und sind mit starken Magnetfeldern, Fackeln und solaren Flares verbunden. Das Auftreten der Sonnenflecken ist einem 11 jährigen Zyklus unterworfen. Der Zeitraum ihrer Existenz liegt bei maximal einigen Monaten.

Sonnenfleckenrelativzahlen

Die Sonnenflekenrelativzahl R ist definiert als R = 10 x Anzahl der Fleckengruppen + Anzahl aller Sonnenflecken innerhalb der Gruppe. Einzelflecken werden dabei als Gruppen mit einem Fleck gezählt. Die Sonnenfleckenrelativzahl ist ein Maß für die Sonnenaktivität.

Sonnenparallexe:

Trigonometrische Verschiebung der Sonne. Sie entspricht 8,79 Bogensekunden.

Sonnensystem:

Das System, bestehend aus Sonne, Planeten, Satelliten, Kometen, Asteroiden, Meteroiden sowie interplanetarem Staub und Gas.

Sonnenuhr:

Zeitmesser mit einem geneigten Stab (Gnomon), dessen Schatten auf ein Zifferblatt fällt. Der Stab ist parallel zum Himmelspol ausgerichtet. Eine Sonnenuhr gibt die wahre Sonnenzeit an; um die mittlere Sonnenzeit zu ermitteln, muß der auf der Skala angegebene Wert unter Anwendung der Zeitgleichung korrigiert werden.

Sonnenwind:

Stetiger Teilchenstrom (Protonen, Elektronen und wenige schwere Kerne), der von der Sonne in alle Richtungen ausgeht. Er wurde von Raumsonden entdeckt, von denen viele Instrumente zu seiner Erforschung mit sich tragen. In der Nähe der Erde übersteigt die mittlere Geschwindigkeit des Sonnenwindes 965 km/s. Zur Zeit von Sonnenstürmen ist seine Intensität noch verstärkt.

Sonnenzeit, mittlere:

Bedingt durch die Ellipsenform der Erdbahn und die Neigung der Erdachse läuft die Sonne nicht gleichmässig schnell über den Himmel. Eine Sonnenuhr kann daher bis zu ca. einer viertel Stunde vor bzw nach gehen. Um ein von diesen Effekten unabhängiges Zeitmaß zu schaffen, hat man sich eine fiktive Sonne "ausgedacht", die stets mit der gleichen Geschwindigkeit über den Himmel läuft. Diese fiktive Sonne nennt man mittlere Sonne, und die nach ihr gemessene Zeit nennt man mittlere Sonnenzeit. An einen Ort ist es Mittag mittlerer Sonnenzeit, wenn die mittlere Sonne im Meridian steht.

Sonnenzeit, wahre:

Ortszeit, die sich nach der "wahren" Sonne (d.h. die Sonne, die wir am Himmel sehen können) richtet. Es ist an einem Ort Mittag wahrer Sonnenzeit, wenn die wahre Sonne genau im Meridian.

Speckle-Interferometrie:

Eine Methode, um die atmosphärisch bedingte Unschärfe in mit großen Teleskopen gewonnenen Bildern zu korregieren und optimale (beugungsbegrenzte) Bildauflösung zu erhalten. Man verwendet dazu, extrem kurzbelichtete (weniger als 50 Millisekunden) Aufnahmen, die sogenannten Speckle-Bilder. Dadurch wird die Luftunruhe zeitlich eingefroren. In diesen Bildern ist die Objektinformation in verzerrter Form enthalten. Durch Vergleiche mit Speckle-Bildern geeigneter Standardsterne, aus denen die Verzerrung bestimmt wird, erhält man ein beugungsbegrenztes Bild vom Objekt.

Spektralanalyse:

chemische Analyse durch Untersuchung der von Stoffen emittierten oder absorbierten Spektrallinien.

Späte Sterne:

Eine irreführende Bezeichnung für die Spektralklassen K, M, R, N und S. Diese Bezeichnung stammt aus einer Zeit, in der man glaubte, die Sterne würden sich ausgehend von den Spektraltypen O und B (frühe Typen) entlang der Hauptreihe zu Sternen der Typen K, M, R, N und S entwickeln. Obwohl die Wissenschaft diese Vorstellung inzwischen widerlegt hat, wird diese Bezeichnung leider noch beibehalten.

Spektrallinien:

Im Spektrum von leuchtender gasförmiger Materie auftretende schmale Linien, die jeweils ganz bestimmten Wellenlängen entsprechen. Spektrallinien können entweder hell (Emissionslinien) oder als Absorptionslinien dunkel vor dem hellen Hintergrund des alle Wellenlängen umfassenden Kontinuums erscheinen.

Spektraltypen oder Spektralklassen:

Schema zur Klassifikation der Sterne anhand ihres Spektrums. Anfangs wurden die Sterne mit A,B,C,... durchklassifiziert. Als man jedoch später herausfand, daß man es hier mit einer abnehmenden Temperaturreihenfolge zu tun hatte, wurden die Sprktralklassen entsprechend umsortiert und einige doppelt benannte Klassen weggelassen. Übrig blieb die dann Reihenfolge O, B, A, F, G, K, M. Zur genaueren Unterteilung jeder eintelnen Spektralkasse wurden noch Unterklassen von 0 bis 9 eingeführt.

Spektral- typ	Beispiel- stern	Temperatur	Beschreibung
O5	Zeta Pup	44000 K	Absorptionslinien (manchmal auch Emissionslinien) mehrfach ionisierter Atome, besonders des einfach ionisierten Heliums. Balmerlinien des Wasserstoffs schwach. Wenig Frauenhoferlinien.
B0	Tau Sco	30000 K	Linien des neutralen Heliums stark, He⁺ verschwindend, Balmer-Serie mäßig stark.
A0	Wega	9000 K	Balmer-Serie in maximaler Stärke. Linien von Fe⁺ und Ca⁺ treten auf, Intensitäten dieser Linien durch die Spektralklasse A hindurch zunehmend.
F0	Gamma Vir	7200 K	Balmer-Serie wird schwächer aber immer noch dominierend. H und K Linien des Ca⁺ zunehmend. Linien neutraler Metalle treten auf, besonders von Fe. Starke Veränderung des Gesamtanblicks der Spektren gegenüber den Klassen O, B, A wegen Zunahme der Zahl der Linien.
G0	Capella	6000 K	Ca⁺ stark. Balmer-Serie weiter abnehmend, aber noch mäßig stark. Viele Linien von neutralen Metallen. Linien von CN und CH treten auf. Ähnelt dem Sonnenspektrum.
K0	Arcturus	5000 K	Ca⁺ in maximaler Stärke Linien von neutralen Metallen und Molekülen sehr stark. Strukturreichtum der Spektren nimmt durch die Spektralklasse hindurch rasch zu.
M0	Beta And	3500 K	Bandenspektrum des TiO vorherrschend. Starke Linien neutraler Elemente, besonders Ca. Balmer-Linien sind sehr schwach.

Da die Spektralklassen nichts über die wahre Leuchtkraft eines Sterns aussagen, wurden später noch die sogenannten Leuchtkraftklassen eingeführt und mit römischen Ziffern duchnummeriert. Nach abnehmender Leuchtkraft geordnet lauten die Leuchtkraftklassen:

Leuchtkraftklassen
Ia, Ib	Helle Überriesen
II	Überriesen
III	Riesen
IV	Unterriesen
V	Hauptreihen- oder Zwergsterne
VI	Unterzwerge
VII	Weiße Zwerge

Zur Klassifikation eines Sterns gehört also die Angabe von Spektraltyp und Leuchtkraftklassen. So wird unsere Sonne z.B. als ein G2V-Stern klassifiziert.

Spektrograph

Ein Spektrograph ist ein Instrument zur Aufzeichnung der in einer zeitlich variablen Größe (Geräusche, elektromagnetisches Feld) enthalten Frequenzen. Bekanntestes Beispiel ist die Aufspaltung von Sonnenlicht in die Farben des Regenbogens mit einen Glasprisma. In der Astrophysik sind Spektrographen der zentrale Instrumententyp zur Untersuchung der Physik des Universums.

Spektroskop:

Instrument zur Analyse des Lichtes von einem Stern oder einem anderen leuchtenden Objekt. Astronomische Spektroskope werden in Verbindung mit Teleskopen verwendet. Ohne sie wäre unser Wissen über die Natur des Universums noch immer sehr rudimentär. Werden die Geräte zur Photographie von Spektren eingerichtet, heißen sie Spektrographen.

Spektroheliograph:

Instrument zur Photographie der Sonne im Licht nur einer spezifischen Wellenlänge. Wenn das Gerät zur visuellen Betrachtung gebraucht wird, heißt es Spektrohelioskop.

Spektrum:

Der Regenbogen ist ein Spektrum des sichtbaren Lichts. Dabei wird die Intensität in Abhängigkeit der Farbe (= Wellenlänge oder Frequenz) gemessen.
Physikalisch korrekt für Licht: Ein Spektrum der elektromagnetischen Strahlung ist ihr Fluß ("Leistungsdichte") gemessen in Watt pro m2 pro Hertz als Funktion der Frequenz oder Wellenlänge. Im Falle des nach Wellenlängen aufgezeichneten Spektrums hat der Fluß die Einheit Watt/m2/m.

Sphärische Aberration:

Verwischte Erscheinung eines Bildes in einem Teleskop, verursacht dadurch, daß Linse oder Spiegel die auf Rand und Zentrum einfallenden Lichtstrahlen nicht im gleichen Brennpunkt vereinigen. Macht sich die sphärische Aberration bemerkbar, sind Linse oder Spiegel von schlechter Qualität und sollten korrigiert werden.

Spicules:

Flammenartige Strukturen in der Chromosphäre der Sonne mit Durchmessern bis zu 16000km, die zwischen 4-5 Minuten lang auftauchen.

Spin:

Ein fundamentales Merkmal von Elementarteilchen, welches den Rotationszustand des Teilchesn beschreibt. Nach den Gesetzen der Quantenmechanik kann der Spin nur bestimmte Werte annehmen, die ein ganzzahliges oder halbzahliges Vielfaches der Planckschen Konstante betrangen.

Spiralarme:

Typische Strukturelemente bestimmter Galaxien (Spiralgalaxien), deren Physik noch nicht genau bekannt ist, aber vermutlich im wesentlichen von Magnetfeldern bestimmt wird.

Spiralgalaxien:

"Spiralnebel", Typ regulärer Galaxien, in den die Mehrzahl der Sterne und Gasnebel in Form von Spiralarmen angeordnet ist, die meist an gegenüberliegenden Punkten eines nur schwach abgeplatteten Kerns ansetzten.

Spiralnebel:

Veralteter Begriff für eine Spiralgalaxie

S-Sterne:

S-Sterne sind Riesen mit Temperaturen wie die M-Sterne; jedoch zeigen ihre Spektren Absorptionsbanden von Zirkoniumoxid (ZrO), so ähnlich wie die Titanoxid-Banden bei den M-Sternen. Die Überhäufigkeit von Zirkonium und Kohlenstoff sowie von vielen schweren Elementen ist das Ergebnis von konvektiver Durchmischung, die die durch Kernprozesse im Sterninnern entstandenen Elemente an die Oberfläche transportiert. Deshalb zeigen viele S-Sterne Spektrallinien des radioaktiven Elements Technetium.

Starke Wechselwirkung:

Stärkste der vier allgemeinen Klassen von Wechselwirkungen der Elementarteilchen. Sie ist verantwortlich für die Kernkräfte, welche Protonen und Neutronren im Atomkern zusammenhalten.

Staub:

Mikrometer (1/1000 mm) große Partikel von nicht sicher bekannter Zusammensetzung, vermulich Kohlenstoff, Eisen oder Silikate.

Steady-State-Theorie:

Theorie, nach der das Universum schon immer existiert hat und für immer existieren wird. Diese Theorie wird heute von fast allen Astronomen abgelehnt.

Stern:

In der Alltagssprache werden alle natürlichen von bloßem Auge punktförmig erscheinenden Lichtquellen am Himmel als Sterne bezeichnet. Doch ist der Begriff Stern in der Astronomie für fremde Sonnen reserviert. Damit ist auch eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie ausgedrückt, nämlich daß fast alle diese Lichter am Nachthimmel weit entfernte Sonnen sind.

Sternära

Lebensabschnitt des Weltalls von dem Ende der Photonenära bis heute. Nur die Sternära ist der Photonen beobachtenden Astronomie (von Gammastrahlen bis Radiowellen) zugänglich. Die Neutrinoastronomie mag vielleicht irgendwann in der Zukunft bis zurück an das Ende der Leptonenära blicken. Ob eine heute noch nicht einsatzbereite Gravitationswellen - Astronomie noch weiter zurückblicken kann, ist heute sowohl technisch als auch theoretisch völlig unklar.

Sternassoziationen:

Lockere Gruppen von gemeinsam entstandenen, physikalisch ähnlichen Sternen, die weiniger kompakt als Sternhaufen sind und sich bevorzugt in den Spiralarmen der Galaxien aufhalten. Man unterscheidet O-Assoziationen (Gruppe junger, heißer O-Sterne), OB-Assoziationen (Gebiete im Weltall, wo immer noch massereiche O- und B-Sterne entstehen), R-Assoziationen (Sterngruppen, die in Reflektionsnebel eingebettet sind) und T-Assoziationen (Assoziationen aus hauptsächlich jungen, massearmen Sternen).

Sternbedeckung

Bei einer Sternbedekung wird ein Stern durch einen Körper des Sonnensystems für einen Beobachter für eine gewisse Zeit bedeckt. Am einfachsten zu beobachten sind die recht häufigen Bedeckungen eines Sterns durch den Mond. Seltener bzw. schwerer zu beobachten sind Bedeckungen von Sternen durch Planeten und Planetoiden. Beispielsweise führte die Bedeckung eines Sterns durch Uranus zur Entdeckung des Ringsystem dieses fernen Planeten.

Sternbild:

Gruppe von Sternen, die nach einer historischen Person, einer mythologischen Figur, einem Tier oder einem unbelebten Gegenstand benannt worden ist. Die Namen sind sehr phantasiereich und haben keine wirkliche Bedeutung. Die Sterne eines Sternbildes sind nicht wirklich miteinander verbunden und sind willkürlich zusammengefaßt. Die einzelnen Sterne liegen in unterschiedlichen Entfernungen zur Erde und liegen nur zufällig in etwa der gleichen Richtung im Weltraum. Die Internationale Astronomische Union legt 88 Sternbilder fest.

Sternhaufen:

Ansammlung von Sternen, die physikalisch zusammengehören. Ein offener Haufen kann mehrere hundert Sterne umfassen, normalerweise zusammen mit Gas und Staub; er besitzt keine bestimmte Form. Kugelhaufen enthalten Tausende Sterne und haben eine regelmäßige, kugelsymmetrische Gestalt Kugelhaufen sind sehr weit entfernt und liegen meist am Rand der Galaxis. Offene Haufen und Kugelhaufen findet man auch in anderen Galaxien. Bewegungssternhaufen sind aus weit auseinander stehenden Sternen aufgebaut, die sich im Weltraum mit gleicher Geschwindigkeit in die gleiche Richtung bewegen (z.B. sind fünf der sieben hellen Sterne des Großen Wagens Mitglieder des gleichen Bewegungssternhaufens).

Sterninterferometer

Das Sterninterferometer nach Michelson besteht aus zwei Spiegelöffnungen. Das durch diese Öffnungen aufgenommene Sternlicht wird durch weitere Optik zur Interferenz zusammengeführt. Am Erdboden können so z.B. Abstände von Doppelsternen bis 0.01 Bogensekunden gemessen werden, bei Spiegelabständen in der Größenordnung 100 m. Dieses Verfahren wird auch Amplituden-Interferometrie genannt.

Sternpopulationen:

Sternpopulationen: Zwei Hauptarten von Sternregionen werden unterschieden: die erste Region, Population 1, enthält einen großen Anteil interstellarer Materie; die hellsten Sterne dieser Population sind sehr heiß und weiß. Man nimmt an, daß sich hier neue Sterne bilden. In Population II sind die hellsten Sterne, die in ihrer Entwicklung weit fortgeschrittenen Roten Riesen. Hier existieren fast keine heißen, Weißen Riesen, und auch interstellare Materie ist kaum vorhanden, so daß die Bildung von Sternen aufgehört zu haben scheint. Obwohl es schwierig ist, scharfe Grenzen zu ziehen, kann man doch davon ausgehen, daß die Spiralarme von Spiralgalaxien hauptsächlich zur Population I gehören. Die Spiralzentren wie auch elliptische Galaxien und Kugelhaufen sind eher Population II zuzurechnen.

Sternschnuppe:

siehe Meteor.

Strahlungsära

10 Sekunden nach dem Urknall bei 5 Milliarden Grad entstanden keine Elementarteilchen mit Ruhemasse mehr. Die Photonen und ihre Wechselwirkung mit den geladenen Teilchen Elektron und Proton dominierten. Dieses heiße Plasma war undurchsichtig, so daß Strahlung und Materie im Temperaturgleichgewicht blieben. Nach 700'000 Jahren Expansion war das Plasma aus Protonen, Heliumkernen und Elektronen mit 3000 Kelvin kalt genug, daß dauerhaft neutrale Atome entstehen konnten. Das Spektrum der Photonen hatte sich mittlerweile von harter Gammastrahlung zum sichtbaren Licht und dem nahen Infrarot verschoben. Die nun entstandenen neutralen Atome wechselwirkten aber nur noch bei diskreten Wellenlängen bei den sogenannten Absorptionslinien mit diesen Atomen. Das Weltall wurde durchsichtig und die Photonenära endete. Die Photonen bildeten nun ein von der Materie entkoppeltes Strahlungsfeld, das wir heute noch als kosmischen Mikrowellenhintergrund sehen, denn auch dieses Photonengas kühlte wegen der Expansion des Weltalls von einer Strahlungstemperatur von anfänglich 3000 K auf heute 2.7 K ab. Bei der Beobachtung dieser Mikrowellen betrachten wir die Photosphäre des Urknalls. Das Weltall hat heute 1 Milliarde mal mehr Volumen als damals.

Strahlungsausbrüche

Englisch: Outbursts. Es handelt sich dabei um ein Phänomen der solaren Radiostrahlung. Dabei steigt der Strahlungsfluß im ganzen Radiofenster plötzlich steil an, jedoch mit unterschiedlichen Stärken bei unterschiedlichen Wellenlängen. Im cm Bereich beträgt die Zunahme der Intensität das 10- bis 40-Fache, bei den Meterwellen ist ein Faktor 10'000 durchaus möglich. Die Strahlungsausbrüche treten zusammen mit dem Erscheinen eines Flares auf.

Strahlungsdruck

Der Strahlungsdruck ist die Impulsübertragung auf absorbierende oder reflektierende Materie durch Lichtquanten. Es gibt Studien, daß man den Lichtdruck des Sonnenlichts für interplanetare Reisen im inneren Sonnensystem (Merkur, Venus, Erde, Mars, Planetoiden) verwenden könnte. Elektrische Antriebe, die den Umweg über die Stromerzeugung in Solarzellen gehen, werden aber von der NASA für Ihr Deep-Space Projekt (erster Start erfolgte 1998) bevorzugt, da sie bei gleichem Gewicht bessere Beschleunigungen bieten.

Stratosphäre:

Schicht in der Erdatmosphäre oberhalb der Troposphäre; reicht von etwa 11 bis 64 Kilometer Hohe über dem Meeresspiegel.

Stundenkreis:

Grosskreis an der Himmelskugel, der durch beide Himmelspole verläuft. Der Null-Stundenkreis entspricht dem Meridian des Beobachters.

Stundenwinkel:

Zeit, die seit dem Meridiandurchgang eines Himmelsobjekts vergangen ist.

Sublimation:

Direkter Übergang eines festen Körpers in den gasförmigen Zustand unter Überspringen des flüssigen Zustandes.

Sun-Grazer:

Kometen, die in ihrem Perihel (sonnennächster Punkt) der Sonne sehr nahe kommen. Alle Sun-Grazer sind sehr helle, langperiodische Kometen.

Supernova:

Gigantischer Ausbruch eines Sterns nach einem Zusammenbruch (Kollaps) durch seine eigene Gravitationskraft. Es gibt zwei Typen Supernovae: eine Supernova vom Typ I zieht die vollkommene Zerstörung des Weißen Zwerges in einem Doppelstern-System nach sich. Typ II einer Supernova entsteht durch den Gravitationskollaps eines sehr massereichen Sterns. Während des Höhepunkts des Helligkeitsausbruchs kann eine Supernova die Leuchtkraft einer ganzen Galaxis übertreffen. Dort wird die Detonation durch den Gravitationskollaps des nach dem Siliziumbrennen im Innern entstandenen Eisens zu einem Neutronenstern verursacht.

Suprafluidität:

Stoffeigenschaft des flüssigen Heliums. Flüssiges Helium (⁴He) zeigt bei Temperaturen unter 2,17K die Eigenschaft, dass die Wärmeleitfähigkeit unendlich gross und die Viskosität (Zähflüssigkeit) unendlich klein wird.

Surge

Auf deutsch Spritzprotuberanz. Sie treten am Rand optischer Flares auf. Wenn sie sich am Sonnenrand befinden, sehen sie aus wie ein Spritzer.

Synchrotronstrahlung:

Strahlung, die von elektrisch geladenen Elementarteilchen abgestrahlt wird, die sich mit fast Lichtgeschwindigkeit in einem starken Magnetfeld bewegen. Diese Teilchen bewegen sich auf schraubenförmigen Bahnen entlang der magnetischen Feldlinien und senden dabei Strahlung aus. Je höher die Energie der Teilchen, desto kleiner ist die Wellenlänge der Strahlung.

Synodischer Monat

Im Mittel vergehen 29 Tage 12 Stunden 44 Minuten und 3 Sekunden von einem Neumond bis zur nächsten. Dies nennt man einen synodischen Monat.

Synodische Periode:

Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Oppositionen eines äußeren Planeten. Bei einem inneren Planeten wird der Begriff für die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Konjunktionen mit der Sonne (innere Planeten können nie in Opposition stehen) verwendet.

Syzygie:

Stellung des Mondes in seiner Umlaufbahn wahrend Neu- oder Vollmond.

Szintillation:

Sternfunkeln, verursacht durch Konvektion und Turbulenzen in der Erdatmosphäre. Die Szintillation eines Sterns ist um so höher, je naher dieser am Horizont steht, weil das Sternenlicht dort einen langen Weg durch die Erdatmosphäre zurücklegen muß. Ein Planet, der als kleine Scheibe und nicht als Punkt am Himmel erscheint, funkelt in der Regel wesentlich weniger als ein Stern.