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Lexikon

Astronomisches Lexikon
N...
Nadir

Fußpunkt; Punkt direkt unterhalb des Beobachters auf der (unsichtbaren) Himmelshalbkugel; Gegensatz des Zenit

NASA

National Aeronautics und Space Administration (Weltraumbehöre der USA)

Nebel

interstellare Gas- und/oder Staubwolke; leuchtende oder lichtverschluckende Materie; Sternenentstehungsgebiet

Nebelfilter

Sogenannte "Nebelfilter" werden in das Okular geschraubt und lassen vom gesamten Lichtspektrum nur den Anteil hindurch, den die Gasnebel typischerweise emittieren; Streulicht von irdischen Quellen wie z.B. Straßenlampen wird damit größtenteils abgefiltert und nicht zum Okular durchgelassen; somit lassen sich recht schwierige Nebel wesentlich besser, detail- und kontrastreicher beobachten, unter dunklem Himmel wird der Kontrast erheblich gesteigert

Neptun

Neptun ist der Äusserste der vier Gasplaneten. Er besitzt einen relativ grossen Mond namens Triton neben weiteren kleineren Monden. Seit die Raumsonde Voyager II 1989 Neptun besucht hat, wissen wir, dass auch Neptun ein wenn auch unauffälliges System aus Ringen besitzt. Wenn Pluto gerade durch den sonnennächsten Teil seiner Bahn läuft, ist Neptun für zwei Jahrzehnte der sonnenfernste Planet. Neptun wurde erst 1846 von Galle entdeckt, nachdem Adams und Leverrier von Arago seine Position aufgrund der von ihm verursachten Störungen der Uranusbahn sein Ort berechnet hatten. Um Neptun zu sehen, braucht man ein mindestens kleines Teleskop oder einen guten, auf ein Stativ montierten Feldstecher. Erst in mittelgrossen Amateurteleskopen lässt sich Neptun deutlich von den punktförmigen Sternen unterscheiden. Dann zeigt sich ein kleines bläulich-grünliches Scheibchen, das aber keine Oberflächenstrukturen wie beispielsweise Wolken erkennen lässt. Neptun wurde im Jahr 1846 von Johann Gotfried Galle und Urbain Jean Joseph Le Verrier entdeckt. Le Verrier hatte seine Position aufgrund beobachteter Störungen der Uranusbahn vorausberechnet, Galle hat den "störenden" Planeten Neptun dann auf Anhieb in der Nähe der vorhergesagten Position gefunden.

Neutrino

Das Neutrino ist ein Lepton, also ein mit dem Elektron verwandtes Elementarteilchen. Es besitzt keine Ladung und (nach neusten Erkenntnissen nun doch) eine kleine Masse, sein Spin beträgt 0.5. Es kann nur über die schwache Kraft wechselwirken und ist deshalb nur schwer zu beobachten. Neutrinos entstehen bei kernphysikalischen Prozessen wie Fusion und Betazerfall. In sehr heissen Gasen (etliche Milliarden Grad) entstehen sie spontan als Neutrino - Antineutrino Paare. Beobachtete astronomische Quellen von Neutrinos sind die Sonne und die Supernova 1987A.

Neutron

Die Neutronen sind schwere, elektrisch neutrale Teilchen im Kern der Atome. Sie haben Spin 0.5 und ein magnetisches Moment. Durch die Kernkraft verhindert die Anwesenheit von Neutronen, dass der Kern durch die Abstossung der Protonen untereinander zerbricht. Ein freies Neutron zerfällt mit einer Halbwertszeit von 10.6 Minuten. Dabei entsteht ein Proton, ein Elektron und ein Anti neutrino sowie 0.78 M eV Energie.

Neutronenstern

Endstadium eines Sterns; Überrest eines massereichen Sternes nach einer Supernova; Besteht aus Neutronen und hat eine größere Masse als die Sonne, aber nur einen Radius von wenigen Kilometern (etwa 30km). Die dabei erreichten Dichten liegen bei mehreren 100 Billarden kg/m3. Sie ist vergleichbar mit der Dichte, wie sie in Atomkernen herrscht. Die Fluchtgeschwindigkeit an der Oberfläche des Neutronensterns erreicht die halbe Lichtgeschwindigkeit. Bei einem Neutronenstern von etwa der Sonnenmasse und einem Radius von 16 km zeigt sich folgender Aufbau: 15 - 16 km: Die oberste Schicht besteht aus entarteter Materie wie beim Weissen Zwerg mit einem Anstieg der Dichten von 10 Mio bis 400 Billionen kg/m3. Sie besteht oben aus Eisenkernen, weiter unten auch aus neutronenreichern Kernen (z.B. Gold, Blei, Uran..). 11 - 15 km: Innere Kruste, die neutronenreichen Kerne lösen sich auf und es treten vermehrt freie Neutronen auf, die im sie umgebenden relativistisch entarteten Elektronengas nicht zerfallen können. In 11 km Distanz vom Mittelpunkt bei einer Dichte von 200 Billarden kg/m3 wird der Zustand einer stark inkompressiblen Neutronenflüssigkeit mit einer kleinen Beimengung von Protonen und Elektronen erreicht. Gegen das Zentrum hin erreicht die Dichte 400 Billiarden kg/m3. Möglicherweise lösen sich die Neutronen auf und es kommen subnukleare Teilchen wie Quarks frei vor. Wie beim Weissen Zwerg nimmt der Durchmesser mit zunehmender Masse ab und es gibt eine zu der Chandrasekharschen Grenzmasse analoge Grenzmasse für Neutronensterne, die sog. Oppenheimer-Volkoff Grenze. Sie ist schwer zu berechnen, soll aber höchstens 3 Sonnenmassen betragen. Neutronensterne schwerer als 3 Sonnenmassen kollabieren somit zu einem schwarzen Loch. 

Newton-Bauart

Die bekannteste, preisgünstigste Spiegelteleskop-Konstruktion. Vom Sekundärspiegel wird dabei das Licht zur Seite durch das Tubusrohr gelenkt

Nordlicht

In hohen nördlichen Breiten sieht man oft - selten in Mitteleuropa - diffuse, farbig leuchtende Erscheinungen am Nachthimmel. Die gleiche Erscheinung gibt es in der Nähe des Südpols, deshalb verwendet man besser den Begriff Polarlicht anstelle von Nrodlicht.

Nova

Stern, der plötzlich um das Mehrfache seiner Normalhelligkeit aufleuchtet, einige Zeit heller bleibt, um dann allmählich wieder normal hell zu leuchten. Im Gegensatz zu einer Supernova handelt es sich hierbei um einen veränderlichen Stern. In einem Doppelsternsystem gelangt Wasserstoff von einer Sonne, die ihre Roche-Fläche etwas mehr als ausfüllt, auf einen weissen Zwerg. Das Wasserstoffgas sammelt sich auf dem sonst wasserstofflosen weissen Zwerg an, bis explosionsartig Wassersoffbrennen (Kernfusion) einsetzt. Dadurch wird die angesammelte Hülle in einer gewaltigen Explosion abgestossen. Die Helligkeit des Sterns nimmt über 1 bis 100 Tage um 7 bis 16 Grössenklassen zu. Nach einem kurzen Maximum fällt die Helligkeit im Laufe einiger Jahre wieder auf den ursprünglichen Wert zurück.

Nukleare Zeitskala

Die nukleare Zeitskala ist ein Begriff aus der Physik der Sterne. Sie ist die maximal gewinnbare Kernenergie geteilt durch die Leuchtkraft des Sterns. Die maximal gewinnbare Kernenergie kann abgeschätzt werden, indem man 10% der Sternmasse mal die bei der Kernfusion frei werdende Energie pro Kilogramm rechnet. Für die Sonne erhält man so 6 Mia. Jahre, was eher eine untere Abschätzung ihrer Lebenserwartung darstellt. Allgemein kann man die Verweilzeit einer Sonne auf der Hauptreihe des HRD abschätzen, indem man 6 Mia. Jahre durch das Quadrat des Verhältnisses Sternmasse zu Sonnenmasse teilt. Beispiel: Ein doppelt so schwerer Stern wie die Sonne bleibt nur 1.5 Mia. Jahre lang auf der Hauptreihe.

Nutation

Die Nutation ist eine der Präzession überlagerte wellenartige Taumelbewegung der Erdachse. Sie hat eine Periode von 18.6 Jahren und lässt den Himmelspol nur um wenige Bogensekunden schwanken. Sie ist also von weit geringerer Bedeutung als die Präzession.

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