An diesem Tag erwartete die Teilnehmer ein eng gestecktes, sehr anspruchsvolles Programm. Es ging um die Geburt von Sternen und um die geheimnisvollen Skalen, die an einigen parallaktisch montierten Teleskopen angebracht sind.
Im ersten Teil beschäftigten wir uns mit der Frage: Wie entstehen eigentlich Sterne?
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Zunächst wurden einige Bilder von galaktischen Emissionsnebeln gezeigt, die im charakteristischen Rot der Hα-Linie leuchten. Derartige Nebel mit einer Ausdehnung von 100 Lichtjahren und mehr können unter gewissen Umständen durch ihre eigene Gravitation kollabieren. Dies geschieht an Orten, an denen bereits eine erhöhte Dichtekonzentration des Nebelgases (Hauptsächlich Wasserstoff und Helium aber auch einige schwerere Elemente sowie Moleküle) vorhanden ist. In diesem Zusammenhang wurde das Jeans-Kriterium angeführt, das angibt, wieviel Masse eine Wolke mindestens aufweisen muss, damit sie bei einer bestimmten Temperatur und Wolkensichte kollabiert.
Rosettennebel als Sternentstehungsgebiet
Wir stellten fest, dass Temperatur und Wolkendrehimpuls die Haupthindernisse darstellen, um einen gravitativen Wolkenkollaps herbeizuführen. Doch durch Stoßanregung der Atome, den inversen Comptoneffekt und durch die Anregung von Molekulschwingungen können Photonen unterschiedlicher Energie in der Wolke erzeugt werden, die die Wolke aufgrund ihrer geringen Dichte unbeschadet verlassen und durch den damit verbundenen Energieabfluss die Wolke abkühlen. Weiterhin wird durch die zunehmende Fragmentierung der Wolke der Drehimpuls in kleine Portionen auf die einzenlen sich herausbildenden Wolkenkerne verteilt und somit ein Auseinanderreißen der Wolke verhindert.
Anschließend stellten wir die unterschiedlichen Stadien der Sternentstehung dar. Es entwickelt sich zunächst ein dichter Kern, dann ein konvektiver Protostern mit einer Akkretionsscheibe und schließlich ein Vorhauptreihenstern mit einer radiativen Zone im Kern. Diese jungen Sterne werden T-Tauri-Sterne genannt; sie beziehen ihre Energie jedoch noch nicht aus der Kernfusion, sondern noch über die Kelvin-Helmholtz-Kontraktion: Der kontrahierende Stern gewinnt dabei seine Strahlungsenergie über freiwerdende potentielle Energie, die gleichzeitig den Stern immer weiter aufheizt. Auch haben wir uns die Eigenschaften der T-Tauri-Sterne näher angeschaut. Sie sind sehr schnell veränderlich; innerhalb von Stunden oder Tagen können sie ihre Helligkeit um mehrere Größenordnungen verändern. Teilweise bilden sie über ihren Rotationspolen lange Staubschweife aus, die oft hunderte von Millionen Kilometern in den Weltraum hineinreichen (Herbig-Haro-Objekte).
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Im zweiten Teil widmeten wir uns der Frage, was es mit den geheimnisvollen Skalen an der Parallaktischen Montierung auf sich hat. Hierzu wurden die astronomischen Koordinaten; der Rektaszension (RA) und der Deklination (DEC) besprochen. In diesem Zusammenhang wurde die Sternzeit eingeführt, die benötigt wird, um den Stundenwinkel bei parallaktischen Montierungen einstellen zu können. Dabei wurde uns klar: Jeden Tag gehen die Sterne 4 Minuten früher auf!
Wanderung der Sonne durch die Tierkreiszeichen
Ziemlich geplättet von all den Fakten und mit einer kräftigen Zeitüberziehung im Gepäck konnten die Kursteilnehmer dann wohlverdient nach Hause gehen.
