Astronomie

Ist der nächtliche Sternhimmel nicht äusserst beeindruckend?! Abseits der Städte und ihrer störenden Himmelsaufhellung sieht man hunderte, wenn nicht tausende Sterne. Zwischen den Sternen ist es aber dunkel. Was sind Sterne? Und weshalb ist der Raum zwischen ihnen offenbar leer? Was ist die Milchstrasse? Wie wird das alles zusammengehalten? Das zu verstehen ist die Aufgabe der Astrophysik.

Bei Astrophysik wird meistens unmittelbar an die Physik der Sterne gedacht. Um Sterne zu verstehen, sind Kenntnisse aus sehr vielen Bereichen der Physik gefragt. Es gibt aber einen fast alles in der Astrophysik dominierenden physikalischen Prozess; dies ist die Anziehung durch die Schwerkraft, die Gravitation, die die Struktur des Raumes bestimmt. Die Astrophysik ist ein weites Feld. Versucht man die Astrophysik auf die Spezialgebiete der Physik abzubilden, dann findet man sehr viele Überschneidungen. In diesem Projekt werden nur die angegebenen Themen besprochen.

Inhalt dieser Webseite (mit Stichwörtern):

Die Bildung von Strukturen im Universum wird von der Gravitation bestimmt. Stellen wir uns gigantische Materiewolken im Universum vor, so werden solche Wolken durch die Wirkung der Gravitation zusammengehalten. Unter günstigen Bedingungen werden sie zu kompakteren Strukturen kontrahieren und so können sich Galaxien und darin Sterne oder Planeten bilden.

Sterne sind stabile kugelförmige Gebilde. Die stabile Struktur wird durch das Gleichgewicht der zusammenziehenden Wirkung der Gravitation und der auseinandertreibenden Wirkung des Gasdrucks im sehr heissen Sterninneren bestimmt.

Gravitation

Die Darstellung der Gravitation als anziehende Kraft zwischen Massen verdanken wir der Kombination von Newtons Einblick in die Mathematik und den vielen vorhandenen genauen Messungen. Zu letzteren gehören Messungen an Planetenbahnen (Kepler, Galilei), am freien Fall, am Pendel (z.B. Huygens) sowie den darauf basierenden Beschreibungen ihrer Gesetzmässigkeiten. Newton hat die Gravitation als eine fundamentale Kraft gesehen, die vieles im täglichen Leben bestimmt. Aus dem von ihm entwickelten Formalismus für Gravitation konnte er alles Bekannte im Bereich der Mechanik ableiten sowie zu Vorhersagen kommen, die man mit Experimenten überprüfen kann.

Die Gravitation war die physikalische Theorie, die gebraucht wurde, um die ersten astronomischen Beobachtungen, die Bewegungen der Planeten, zu erklären. Aus den Beobachtungen Tycho Brahes leitete Kepler seine Gesetze der Planetenbewegung ab. Auch an unserem Planetensystem ist ersichtlich, dass gravitative Systeme über einen grossen Zeitraum stabil sind. Die aus den Bewegungen der Planeten abgeleiteten Grössenverhältnisse bilden auch heute noch die Grundlage der Entfernungsbestimmung im Weltall.

Relativitätstheorie

Ein sehr wesentlicher Schritt zu dem Verständnis der Auswirkung der Gravitation geht auf die Allgemeine Relativitätstheorie von Einstein zurück. Zu Anfang des 20. Jahrhunderts entwickelte er aus der Erforschung des Elektromagnetismus und der gemessenen Konstanz der Lichtgeschwindigkeit die Spezielle Relativitätstheorie, die insbesondere Phänomene bei grossen Geschwindigkeiten gegenüber der Newtonschen Theorie anders beschreibt. Die Auswirkung, die relativistische Geschwindigkeit auf die Wahrnehmung hat, kann in Modellierungen zur Raumzeitverzerrung angeschaut werden, z.B. über den Link zu der in Tübingen entwickelten Relativitätsgalerie.

Raumkrümmung

Es gelang allerdings zunächst nicht, die Gravitationskraft innerhalb der Speziellen Relativitätstheorie konsistent zu beschreiben. Es brauchte 10 Jahre harter Arbeit, bis Einstein eine geniale Lösung dieses Problems fand. Seine Allgemeine Relativitätstheorie von 1915 postulierte, dass Gravitation als Krümmung des Raumes beschreibbar ist. Die Gravitationskraft wird also durch die Krümmung des Raumes in der Umgebung grosser Massen (z.B. Sterne) hervorgerufen. Die Allgemeine Relativitätstheorie beschreibt neben der lokalen Wirkung der Gravitation auch die Struktur des Raumes auf grossen Skalen, so z.B. auch die Struktur des Universums. Alle heute ernsthaft diskutierten Weltmodelle basieren auf den Gesetzen der Einsteinschen Theorie, die sich bei allen Tests durch Messungen extrem gut bewährt hat.

Lichtablenkung

Die grosse Bedeutung der Relativitätstheorie liegt darin, dass in ihr die Theorie der Ausbreitung der elektromagnetischen Strahlung und die Struktur des Raumes zusammen behandelt wurden. Dabei liefert die Notwendigkeit der Invarianz physikalischer Vorgänge bei der Transformation von Koordinatensystemen die Äquivalenz folgender Beschreibungen:
a) Licht wird in einem starken Schwerefeld gravitativ abgelenkt
b) Durch eine grosse Masse wird der Raum stark gekrümt, sodass die Position einer Hintergrundlichtquelle als verschoben erscheint.

Modelle für Struktur des Universums; Expansion

Am Anfang des Jahrhunderts existierten Modelle zu der Struktur des Universums (de Sitter, Einstein, Schwarzschild), die alle statisch waren. Nach systematischer Untersuchung von Galaxien stellte Hubble 1929 einen Zusammenhang zwischen Entfernung und Geschwindigkeit fest. Das Universum expandiert, und zwar nach v=H_o.d, mit v= Geschwindigkeit und d= Entfernung der Galaxie. Die Konstante heisst die Hubble-Konstante, mit H_o etwa 75 km/s pro Kiloparsec Entfernung. Die Entdeckung der Expansion führte dazu, dass Weltmodelle entwickelt wurden, in denen das Universum als Ganzes expandiert. Solche Weltmodelle sind mit der Allgemeinen Relativitätstheorie beschreibbar. Sie sagen voraus, dass unser Universum vor etwa 13 Milliarden Jahren quasi als Explosion (Urknall, Big Bang) aus einem kleinen Volumen heraus entstanden ist. Die ``Glut der Explosion'' ist auch heute noch als Kosmische Hintergrundstrahlung sichtbar, die 1946 von George Gamow vorhergesagt und 1965 von Penzias und Wilson entdeckt wurde.

Gravitationslinsen

Eine weitere Vorhersage für die gravitative Lichtablenkung folgt aus der Relativitästheorie. Wenn Licht durch grosse Massen abgelenkt wird, so müsste auch Licht von sehr weit entfernten Objekten durch die Masse näher gelegener Galaxien (oder Galaxienhaufen) abgelenkt werden. Falls diese ablenkenden Massen stark genug sind, so müsste es auch Situationen geben, wo das Licht auf zwei (oder mehreren) Seiten an den Massen vorbei läuft und trotzdem unser Teleskop erreicht. In so einem Fall würde man die gleiche Quelle an zwei oder mehreren Positionen am Himmel sehen. Die Vorhersage der Existenz solcher Gravitationslinsen mit deren Auswirkung wurde mit der Entdeckung 1979 eines Quasar, der als Doppelbild am Himmel erscheint, bestätigt. Weiterhin werden die Lichtbündel von solchen Quellen stark verzerrt, so dass diese Quellen uns grösser erscheinen können, als sie ohne Lichtablenkung wären. Besonders extreme Beispiele für diesen Effekt ist das Auftreten sogenannter Einstein-Ringe, die zum ersten Mal 1988 gesehen wurden. Auch die leuchtenden Bögen und bananenförmige Bilder von Galaxien werden durch Ablenkung des Lichtes weit entfernter Galaxien im Schwerefeld eines näheren Galaxienhaufens bewirkt. Bilder können über den Link zu Einstein Ring und Gravitationslinsen gefunden werden.

Schwarze Löcher

In der Endphase der Entwicklung sehr massereicher Sterne kann es nach einem Supernova Ereignis zu einem Gravitationskollaps kommen, dessen Auswirkungen bereits 1916 von Karl Schwarzschild beschrieben wurden. In der Umgebung eines derart kollabierten Objektes ist die Schwerkraft so gross, dass weder Materie noch Licht aus dem Bereich innerhalb des Radius R_s entweichen kann (siehe Bild). Dieser Radius heisst der Schwarzschild-Radius und wird gegeben durch R_s=2GM/c² , mit M=Masse des Objekts, G= Gravitationskonstante, und c= Lichtgeschwindigkeit. Derartige Objekte bezeichnet man als Schwarze Löcher.

Die drei-dimensionale Geometrie des Schwerefeldes um ein Schwarzes Loch kann als eine ``Delle'' in einer zwei-dimensionalen Ebene dargestellt werden. Das Licht eines Objektes tief in so einer ``Delle'' kann einen aussenstehenden Beobachter nicht mehr erreichen; das Objekt ist jenseits des Beobachtbaren, jenseits des ``Horizonts''. Das Wort ``schwarz'' deutet auf diese Unmöglichkeit, das Wort ``Loch'' deutet auf die skizzierte Geometrie. (Bild von einer Webseite zu Black Holes)

Materie, die von aussen in ein solches Objekt einströmt, wird auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt, ehe sie im Schwarzschild-Bereich (der ``Horizont'') verschwindet. Kurz zuvor strahlt sie jedoch energiereiche Photonen ab. Diese Röntgen-Photonen können heutzutage mit Röntgen-Satellitenteleskopen (z.B. ROSAT 1990-1997; Chandra seit 1999, und andere Röntgen-Satelliten) beobachtet werden. Wegen den grossen Geschwindigkeiten muss die komplette Beschreibung der Physik relativistisch gemacht werden. Eine ausführliche Beschreibung der Phänomene um ein Schwarzes Loch ist in dem Link auf Black Holes zu finden.

Es gibt inzwischen aus Untersuchungen an Doppelsternen eindeutige Hinweise auf die Existenz stellarer Schwarzer Löcher mit einer Masse von 4-20 Sonnenmassen. (Da ein Schwarzes Loch für uns unsichtbar ist, gibt nur die Umgebung Hinweise auf die Existenz solcher Objekte.)

Die Studie der grossen Geschwindigkeiten von Sternen in der Nähe des galaktischen Zentrums zeigt die Existenz eines Schwarzen Loches im Zentrum der Milchstrasse mit einer Masse von etwa 1.5 Millionen Sonnenmassen. Dies ist eine erstaunlich grosse Masse. Es gibt aber Galaxien mit sehr aktiven Kerngebieten, in denen ebenfalls ähnlich schwere schwarze Löcher vermutet werden. Zoomen Sie ein in das Schwarze Loch im Zentrum der Milchstrasse!

Im Jahr 1970 stellte Stephen Hawking die quantenmechanische Überlegung an, dass die Schwarzen Löcher eine höhere Temperatur als ihre Umgebung besitzen und deshalb auch verdampfen können. Dies ginge bei stellaren Schwarzen Löchern langsam, aber nach Verlust von Masse immer schneller. Diese Vorstellung zeigt, dass im Endstadium des Universums wohl doch nicht alle Materie in Schwarzen Löchern eingesammelt ist, sondern eher ein Gemisch aus Photonen und Leptonen übrig bleibt .

Gravitationswellen

Eine bisher unbestätigte Vorhersage Einsteins (von 1916!) stellen die Gravitationswellen dar. Alle Sterne sind in Bewegung; dabei ziehen sie die von ihnen erzeugte Krümmung des Raums mit sich durchs Universum. Die dadurch erzeugte Störung in der Raumzeit breitet sich wellenförmig mit Lichtgeschwindigkeit nach allen Seiten aus. Besonders heftige und energiereiche Ereignisse im Sternenleben, wie die Implosion eines Sterninneren die zu einer Supernova führt, oder die Entstehung von Schwarzen Löchern (siehe oben), sind von Gravitationswellen begleitet. Gelingt es uns sie nachzuweisen, so bekommen wir völlig neue Informationen über diese Vorgänge. Die zur Zeit im Bau befindlichen Gravitationswellendetektoren sollen im Jahr 2001 zum Einsatz kommen.

Dunkle Materie

Spiralgalaxien rotieren. Wenn die normale Gravitationstheorie gilt, würde man zum Rand einer Galaxie hin eine langsamere Rotation erwarten, falls das Schwerefeld von der sichtbaren Materieverteilung der Galaxie hervorgerufen wird. Die Rotation von Galaxien wird mit Hilfe der Radiospektroskopie der Wasserstoffemission (siehe zu atomarer Struktur bei Atomphysik) bestimmt. Das Rotationsverhalten von Galaxien wird von der Rotationskurve beschrieben. Man hat nun bei nahezu allen der gemessenen Galaxien (auch bei unserer Milchstrasse!) festgestellt, dass die Bahngeschwindigkeit der Rotation nach aussen hin nicht abnimmt.

Zur Erklärung dieser Phänomene gibt es zwei Hypothesen:
1. Es wird postuliert, dass es nicht-sichtbare Materie gibt, die zu stärkerer Gravitation in den Aussenbereichen führt und somit die grosse Rotationsgeschwindigkeit erklären kann. Diese Materie heisst daher Dunkle Materie. Spekulationen über die Art dieser Materie sind vielfältig: Schneebälle im interstellaren Raum, sich frei bewegende planetenartige Objekte oder dergleichen, oder aber auch `Elementarteilchen' wie Neutrinos, Strings, `Axionen' oder andere .
2. Es wird spekuliert, ob die Gravitationsgesetze und damit die Relativitätstheorie für grosse Entfernungen unvollständig oder, besser gesagt, sogar nicht richtig sind.

Neben der Rotation von Spiralgalaxien gibt es weitere starke Hinweise auf die Existenz Dunkler Materie; so ist zum Beispiel die beinahe exakte Isotropie der Kosmischen Hintergrundstrahlung, der Überrest des Big Bang, kaum ohne die Existenz Dunkler Materie verständlich. Ausserdem zeigen Messungen der Materieverteilung in Galaxienhaufen, dass diese zu etwa 80 % aus Dunkler Materie bestehen.

Eine andere Sorte der hypothetischen Dunklen Materie ist die, die existieren müsste, wenn das Universum euklidisch wäre. Es wird auch gefordert in Modellen für die Anfangsphase des Universums. Dies gehört zu dem Fragenbereich der Kosmologie.

Mehr ist zu finden in dem Zusatzkapitel Dunkle Materie. Weshalb? Wieviel? Wo?. Eine wissenschaftliche Beschreibung des Problems ist zu finden in der Veröffentlichung The Dark Matter Problem.

Sterne sind leuchtende Gaskugeln. Ihre Struktur wird aufrecht erhalten durch die Bilanz zweier Kräfte: die von der eigenen Masse ausgeübte Schwerkraft und der entgegenwirkende innere Gasdruck. Sterne erzeugen die für die Strahlung benötigte Energie selber. Die Struktur der Sterne lässt sich in drei Teile zerlegen:

• das Zentrum mit der Kernfusionsenergiequelle
• die sogenannte Hülle, durch die die erzeugte Energie strömt
• die Sternatmosphäre, die sichtbare Oberfläche

Im Zentrum eines Sterns ist die Temperatur derart hoch (meistens mehr als 10 Millionen Grad), dass die Kerne der vollionisierten Atome miteinander wechselwirken und es zu Kernfusionen kommt. Die Erforschung der Einzelheiten dieser Prozesse gehört zum Bereich der Kernphysik.

Im Zentrum der Sonne wird durch Fusion Wasserstoff (H) zu Helium (He), wobei die Masse des He-Atoms etwas geringer ist als die Masse der vier benötigten H-Atome. Der Massenunterschied führt wegen E=mc² (siehe bei Relativitätstheorie) zu der Verwandlung von Masse in Energie. Die Fusion von H zu He (1937 theoretisch geklärt durch Bethe und von Weizsäcker) läuft über verschiedene Prozesse. Der wichtigste ist die sogenannte Proton-Proton-Kette. Darin verschmelzen H-Atome über Zwischenschritte zu He. Bei massereichen Sternen, die eine höhere innere Temperatur haben, dominiert der C-N-O-Zyklus bei der Bildung des Helium aus Wasserstoff. Hier wirkt Kohlenstoff wie ein Katalysator: Es nimmt ein Proton auf und über verschiedene Zerfallsprozesse, Aufnahme weiterer Protonen und mit N und O als Zwischenstufen wird am Ende ein He und das C freigesetzt. Bei diesen Prozessen werden auch Neutrinos abgestrahlt, die in Neutrinodetektoren nachgewiesen werden können . In massereichen Sternen sind innere Temperatur und innerer Druck hoch genug, um auch schwerere Elemente über Kernfusion zu erzeugen (1957 theoretisch geklärt durch Burbidge, Burbidge, Fowler und Hoyle in einer Publikation bekannt als B²FH).

Die Hülle

Die im Zentrum produzierte Energie wird als Strahlung an die Umgebung abgegeben. Das Gas im Sterninneren ist gut in der Lage die Strahlung zu absorbieren, um sie dann wieder zu emittieren, so dass die Energie nur langsam in Richtung Sternoberfläche diffundiert. Der Bereich zwischen Sterninneren und Sternatmosphäre ist gewissermassen passiv.

Die Sternatmosphäre

Die Schichten eines Sterns dicht an der Oberfläche sind beschränkt durchsichtig. Sie wirken wie Nebel: Bei dickem Nebel kann man nicht durch schauen, bei dünnem einigermassen. Nur aus den obersten Schichten gelangt Strahlung nach aussen. Auf solche Strahlung werden dann durch die Atome Merkmale des Oberflächengases in Form von Absorptionen aufgeprägt. Sie liegen bei wohldefinierten Wellenlängen und entstehen dadurch, dass Elektronen der Atome der Sternatmosphäre eine genau bestimmte Energie aufnehmen können: Das Atom wird in einen angeregten Zustand versetzt. Die Einzelheiten dieser atomaren Prozesse gehören zum Bereich der Atomphysik.

Diese Absorptionslinien der Sternatmosphäre sind in spektroskopischen Aufnahmen der Sterne zu sehen. Die heute noch gültige Harvard-Spektralklassifikation wurde von Cannon entwickelt. Die Untersuchungen der Struktur der Sternatmosphären wurden ganz wesentlich von Unsöld geprägt. Die Interpretation der Spektren liefert Information über Temperatur, Druck und Dichte des Gases der Sternatmosphäre. Einzelheiten finden Sie in einer Beschreibung der spektroskopischen Methoden.

Gesamtstruktur der Sterne, Lebenserwartung

Zum Verständnis der Gesamtstruktur der Sterne haben viele Astrophysiker beigetragen. Von grosser Bedeutung war Eddington, der die Masse-Leuchtkraft-Beziehung der Sterne entdeckte. Diese Beziehung besagt, dass die Leuchtkraft L proportional zu M³ (mit M gleich Masse des Sterns) ist. Daraus folgt, dass Sterne, die ihr Leben mit viel Masse anfangen und deswegen mehr Brennstoff (Masse) vorrätig haben, dennoch eine kürzere Lebenserwartung haben als Sterne die mit wenig Masse anfangen. Sterne mit mehr Masse brauchen eine höhere interne Temperatur um einen stabilen Zustand zu bewahren, und bei höherer Temperatur laufen die Kernfusionsprozesse rasant schnell ab. Die Lebenserwartung eines Sterns ist deswegen proportional zu 1/M².

Ein sogenannter ``Planetarischer Nebel'' ist eine leuchtende Gaswolke um einen schrumpfenden, alten Stern mit hoher Temperatur an der Sternoberfläche. Als ``roter Riese'' (das Stadium vor dem mit Planetarischem Nebel) hat der Stern die äussere Hülle des Sterns in die Umgebung abgeblasen. (Bild Ringnebel im Sternbild Leier; Aufname Hubble Space Telescope, HST)

Sterne wie die Sonne blähen sich nach längerer Zeit auf, werden zu Roten Riesen, verlieren Materie, und schrumpfen dann wieder zu einem kompakten Objekt. Im Zentrum wird dann Helium über Kernfusion in Kohlenstoff verwandelt. Nach einer weiteren Phase als Roter Riese bleibt ein kontrahierender Stern. Dessen heisse Oberfläche strahlt die weggeblasene Materie an, die dann selber zum Leuchten angeregt wird. Die leuchtende Gase werden Planetarischer Nebel (siehe Bild) genannt. Die Sonne (mit selbstverständlich 1 M_o = eine Sonnenmasse) ist etwa 4.5 Milliarden Jahre alt und wird insgesamt etwa 9 Milliarden Jahre leben. Das Endstadium, das 2-3 Milliarden Jahre später erreicht wird, ist das eines Weissen Zwerges.

Sterne, die mit weniger als einer Sonnenmasse anfangen, können weit älter werden.

Supernovae

Massereiche Sterne (mit etwa 50 M_o an Materie) haben eine Lebenserwartung von etwa 1 Million Jahren. Sie beenden ihr Leben nach vielen Zwischenstufen (Roter Riese, Blauer Überriese, AGB-Stern, WR-Stern) mit einer Explosion, als Supernova. Im Zentrum findet eine Implosion statt: Bei sehr hoher Temperatur und hohem Druck fangen Protonen die freien Elektronen ein. Dadurch entstehen Neutronen (siehe auch Kernphysik). Das Innere des massereichen Sterns stürtzt ein und es bildet sich so ein Neutronenstern. Die Hülle fällt auch hinein, wird dann wie bei Schusser zurück- und herausgeschleudert. Dies ist ein Supernova-Ereignis. Als stellarer Überrest bleibt der schnell rotierende Neutronenstern, der sich meistens als Pulsar bemerkbar macht. Beim Elektroneneinfang werden auch Neutrinos freigesetzt. Die Neutrinos von der Supernova 1987A in der Grossen Magellanschen Wolke wurden in Neutrinodetektoren (z.B. Kamiokande) nachgewiesen.
Link zu Bildern mit Supernova 1987A (siehe Bildchen des Überrestes von SN 1987A) und zu Neutronensternen.

       

Bild der leuchtenden Gasstrukturen um Supernova 1987A in der Grossen Magellanschen Wolke. Die zentrale helle Quelle ist die sich ganz schnell ausdehnende Sternhülle. Die helle weisse Sterne gehören der Umgebung an, haben nichts mit der Supernova zu tun. Die Ringe sind von der Supernova angeleuchtete Strukturen, deren Ursprung noch immer ungeklärt ist. (Aufnahme Hubble Space Telescope, HST )

Viele Sterne kommen als Doppelsterne vor. Die zwei Sterne bewegen sich umeinander und haben sonst ein nahezu unabhängiges Leben. Der massereichere wird zuerst zu einer Supernova und es bleibt ein Paar bestehend aus einem Neutronenstern und einem normalen Stern. Der normale leichtere Stern entwickelt sich weiter, wird zu einem Roten Riesen und überträgt dann Materie auf den Neutronenstern. Dessen Masse wächst dadurch und so kann er zu einem Schwarzen Loch werden. Die Physik der Materie in solchen Objekten ist Bestandteil der Teilchenphysik.

Kalibration der Sternparameter

Bevor die Physik der Sterne auf feste Füsse gestellt werden konnte, musste die Gesamtstrahlung der Sterne im absoluten Sinne bestimmt werden. Dies erforderte die Messung der Entfernungen. Erst nachdem für ausreichend viele Sterne parallaktische Entfernungen bekannt waren, konnten Hertzsprung und Russell geeichte Diagramme erstellen, später bekannt als Hertzsprung-Russell Diagramme.

Theoretische Modellierung führte dann zum Verständnis der Gesamtstruktur. Die Struktur eines Sterns wird letztendlich bestimmt durch a) die Anfangsmasse, b) das Alter, c) die ursprüngliche chemische Zusammensetzung, in Reihenfolge der abnehmenden Bedeutung.

Hinweise zu Literatur und Zusatzkapitel

Bücher und Aufsätze zum hier behandelten:
Chown, M., 1999, The magic furnace (wie die Energiequelle der Sonne gefunden wurde), Jonathan Cape Verlag, ISBN 0224042068
Hawking, S., 1998, Die illustrierte kurze Geschichte der Zeit, Rowohlt, Reinbeck, ISBN 3-498-02944-4
Henkel, O., 2000, Einstein für Einsteiger. Teil I: Worum geht es in der Relativitätstheorie? Sterne und Weltraum 39, S. 142 (Heft 2-3/2000)

Zu folgende Themen gibt es Texte im Web (Zusatzkapitel):

• Das interstellare Medium (Zusatzkapitel)
• Übersicht Kosmologie (Zusatzkapitel)
• Dunkle Materie. Weshalb? Wieviel? Wo? (Zusatzkapitel)
• Einschläge von Kometen und Asteroiden (Seite mit Links)

Nachschlagwerke:
Pannekoek, I., 1961, A history of astronomy, Allen and Unwin, London
Paturi, F., 1996, Harenberg Schlüsseldaten Astronomie, Harenberg Lexikon Verlag, ISBN 3-611-00537-1
Simony, K., 1990, Kulturgeschichte der Physik, Verlag Harry Deutsch, Thun Frankfurt a.M., ISBN 3-87144-689-0

Gute, für Laien verständliche Zeitschriften:
Sterne und Weltraum, (monatlich)
Astronomie+Raumfahrt (zweimonatlich)

Links zu Web-Seiten mit Astronomie

• Astronomie von und für Amateure
• viele Astrodaten
• Bilder der Planeten
• Astronomie und Didaktik, viele Links zu ganz viel Astronomie
• Unser Planetensystem, aus der Ferne gesehen (englisch)
• Das Planetensytem, zum Selberbasteln! (englisch)
• Die Milchstrasse gesehen bei verschiedenen Wellenlängen (englisch)
• amazing space mit Hinweisen, Spielen, Simulationen (englisch)
• Zur Relativitätstheorie

Links zu astronomischen Organisationen

• Astronomische Gesellschaft, mit Links zu allen deutschen astronomischen Instituten
. Fast alle Institute haben Webseiten mit Beschreibung der eigenen Forschung
• Deutsches Zentrum für Luft und Raumfahrt
• European Southern Observatory, ESO
, mit Bildern und viel Information über Astronomie
• European Space Agency, ESA, Astrophysics Division
• Space Telescope Science Institute, STScI
, mit Bildern und viel Information über Astronomie, auch über die Europäische Zweigstelle Space Telescope European Coordinating Facility
• National Aeronautics and Space Administration, NASA

Kurze Lebensbeschreibungen

Galilei, Galileo (1564 Pisa - 1642 Arcetri)
Studium der Medizin in Pisa, Prof. für Mathematik in Pisa und Padua, ab 1610 im Dienst der Medici in Florenz. Buch über System der Welt 1632, Prozess 1633, späteres Buch erscheint 1638 in den Niederlanden.

Kepler, Johannes (1571 Weil der Stadt - 1630 auf Reise aus Prag)
Studium der Theologie in Tübingen, Lehramt in Graz, 1601 Hofastronom des Kaisers Rudolf II in Prag. Seine Gesetze, basierend auf Tycho Brahes Messungen der Positionen der Planeten, erscheinen in Büchern 1611 und 1619.

Huygens, Christian (1629 Den Haag - 1695 Den Haag)
Jurastudium, aber aktiv in Mathematik, 1651 Veröffentlichung über Kegelschnitte, 1654 über Wert der Zahl π; Entdeckung Saturnring, Saturnmond Titan (1655) und Orion-Nebel, Konstruktion erster Pendeluhr. Im Dienste des französischen Königs (Paris 1666 - 1680), Mitbegründer der Academie Francaise. Bestimmt 1690 Entfernung zu Sirius auf Faktor 4 genau aus einem Vergleich mit der Helligkeit der Sonne (beschrieben in seinem Buch Kosmotheoros von 1695).

Newton, Isaac (1642 Whoolstorpe - 1727 London)
Studium der Mathematik am Trinity College Cambridge. 1666 Entwicklung von Binomialsatz, Differentialrechnung, Farbentheorie, Theorie zur Gravitation. 1669 Professor in Cambridge. Buch Theorie der Farben (1682) Anlass zu vielen Auseinandersetzungen, so dass er sich entscheidet, nicht weiter zu publizieren. Auf Drängen von Halley 1684 doch angefangen mit dem Buch `Principia'. Nach 1699 Direktor der Münze und keine weitere bedeutende Naturwissenschaft.

Cannon, Annie (1863 Dover, USA - 1941 Massachusetts)
Astronomin und Konservatorin der Fotos und Spektren am Harvard Observatory. Entwarf die Spektralklassifikation der Sterne, die als Basis für die Arbeiten von Hertzsprung und Russell diente.

Hertzsprung, Ejnar (1873 Frederiksborg, DK - 1967 Roskilde, DK)
Studium als Chemie-Ingenieur in Dänemark. Von Photochemie zur Astronomie an der Urania in Kopenhagen. 1909 Dozent in Göttingen, Potsdam, 1920 Professor in Leiden, NL. Erkannte 1905 den Unterschied zwischen Roten Riesen- und Zwergsternen, definierte die `absolute Helligkeit', erstellte mit Russell Diagramme die später Hertzsprung-Russell-Diagramme genannt wurden. Entdeckte dass Polaris ein δ Cepheiden-Variabler ist und bestimmte 1913 mit Hilfe solcher Sterne die Entfernung zu den Magellanschen Wolken.

Russell, Henry Norris (1877 Oyster Bay NY- 1957 Princeton)
Studium in Princeton und Cambridge (England). Professor in Princeton. Spektroskopie und Doppelsterne, Beteiligung an der Erstellung des Hertzsprung-Russell Diagramms. Erkannte dass die Sonne und andere Sterne vorwiegend aus Wasserstoff bestehen.

Einstein, Albert (1879 Ulm - 1955 Princeton)
Studium der Physik in Zürich, 1905 Schweizer Patentamt, Veröffentlichung der Relativitätstheorie, 1909 Universität Zürich, 1914 Professur in Berlin, 1933 Professur in Princeton. Theorie zur Brownschen Bewegung, Relativitätstheorie, Äquivalenz der Bezugssysteme, Masse-Energie-Äquivalenz, neue Ableitung der Planckschen Strahlungsformel. Ab 1920 bestrebt, eine `Einheitliche Theorie der Materie' zu finden. Kritisch gegenüber Quantenmechanik, Rückziehung der kosmologischen Konstante λ (nicht in einer Veröffentlichung).
Für Einzelheiten siehe auch bei Lebensbeschreibung Einstein.

de Sitter, Willem (1872 Sneek, NL - 1934 Leiden)
Studium der Astronomie in Groningen, Forscher in Kapstadt, SA. Professor in Leiden. Stellarstatistik, 1917 erstes Modell (mit Einstein) eines ständig expandierenden Universums.

Schwarzschild, Karl (1873 Frankfurt am Main - 1916 Potsdam)
Studium in Strasbourg und München, Professor in Göttingen ab 1901. 1909 Direktor des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam. Sternatmosphären, Sternbewegungen, Struktur der Galaxis, Relativitätstheorie, Schwarze Löcher.

Eddington, Arthur Stanley (1882 Kendall - 1944 Cambridge)
Studium in Cambridge, Professor dort ab 1913. Fundamentale Arbeiten über den inneren Aufbau der Sterne, dass die stellare Energie aus einer kernphysikalischen Quelle stammen sollte. Masse-Leuchtkraft-Beziehung 1924, Pulsationstheorie, Weisse Zwerge, interstellare Materie. Veröffentlichte viele Bücher für interessierte Laien.

Hubble, Edwin Powell (1889 Marshfield, IL USA - 1953 Pasadena)
Jurastudium, seit 1919 Beobachter am Mt Wilson Observatorium. Untersuchung der Nebel und Spiralgalaxien, 1929 Entdeckung der Expansion des Universums.

Unsöld, Albrecht (1905 Bollheim, Württ. - 1995 Kiel)
Studium in Tübingen und München. Professor in Kiel ab 1932. Theoretische Astrophysik, Physik der Sternatmosphären (1938 weltweit anerkanntes grundlegendes Buch dazu), Kosmische Strahlung.

Bethe, Hans (1906 Strasbourg - )
Professor in Ithaca ab 1935. Direktor in Los Alamos 1943-45. Kernphysik, Quantenelektrodynamik, 1938 C-N-O-Zyklus der Kernfusion und dafür Nobelpreis Physik 1967.

von Weizsäcker, Carl Friedrich (1912 Kiel - )
Professor in Strasbourg 1942, Göttingen 1946, Hamburg 1957, Direktor am MPI zur Erforschung der Lebensbedingungen der wissenschaftlich-technischen Welt (Starnberg) 1969-1980. Kernphysik, Energieerzeugung in Sternen, Kosmogonie und Philosophie. Publizistisch aktiv.

Hoyle, Fred (1915 Bingley UK - )
Studium in Cambridge. 1945 Lecturer, 1956 Mt Wilson Observatory, Professor in Cambridge (UK) 1958-1972. Sternentwicklung, Urknall mit Wasserstoff, schwere Elemente aus Kernfusion in Sternen. Steady-state-Theorie des Universums (mit Bondi und Gold 1948). Publizistisch aktiv.

Hawking, Stephen (1942 - )
Professor in Cambridge seit 1979. Theorie der Schwarzen Löcher, Ursprung und Entwicklung des Universums, Schwarze Löcher. Versucht die Quantenmechanik und Relativitätstheorie zu vereinheitlichen.