https://wiki-de.moshellshocker.dns64.de/index.php?action=history&feed=atom&title=StellardynamikStellardynamik - Versionsgeschichte2026-05-31T06:23:07ZVersionsgeschichte dieser Seite in Wikipedia (Deutsch) – Lokale KopieMediaWiki 1.43.8https://wiki-de.moshellshocker.dns64.de/index.php?title=Stellardynamik&diff=38975&oldid=previmported>MrBenjo: Fix Weblink2022-05-01T16:47:10Z<p>Fix Weblink</p>
<p><b>Neue Seite</b></p><div>Die '''Stellardynamik''' befasst sich mit der scheinbaren und absoluten Bewegung von [[Stern]]en in verschiedenen [[Sternhaufen]] und anderen Sternsystemen, um daraus ihre Bildung und weitere Entwicklung abzuleiten.<br />
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Dieses Teilgebiet der [[Astronomie]] hat mit zahlreichen Schwierigkeiten zu kämpfen, darunter die riesigen Entfernungen, die Kleinheit der zu messenden Effekte, die Wirkung [[systematischer Fehler]] und die gegenseitige Beeinflussung von hunderten bis Millionen schwerer Massen.<br />
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== Messmethoden ==<br />
Die zugrundeliegenden Messverfahren sind [[astrometrisch]]er Natur (v.&nbsp;a. hochpräzise [[Meridiankreis]]e und Passageninstrumente), ferner die [[Astrofotografie]] (heute auch [[CCD-Sensor]]en) mit entsprechenden Auswertegeräten (Mono- und [[Stereokomparator]]en), sowie seit den 1990er-Jahren spezielle [[Astrometriesatellit]]en.<br />
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Die primären Messergebnisse sind sogenannte [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegungen]] der Sterne in zwei Komponenten (Rektaszension, Deklination) auf der Himmelssphäre; sie liegen meist im Bereich einiger 0,01" pro Jahr, bei sehr [[Schnellläufer (Astronomie)|nahen]] Sternen auch 1-10". Multipliziert mit der Entfernung (s. [[jährliche Parallaxe]]) ergibt sich die lineare Bewegung – typischerweise einige 10&nbsp;km/s. Als dritte Komponente tritt die [[Radialgeschwindigkeit]] (in Sichtrichtung) hinzu.<br />
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== Bewegungsanalyse von Sternhaufen und Galaxien ==<br />
Insbesondere untersucht die Stellardynamik durch genaue Analyse der [[Bewegungshaufen|Raumbewegungen]], wie sich Sternhaufen und [[Galaxie]]n bilden, wie sie sich entwickeln und vergehen. Sie benutzt dabei langjährige [[Messreihe]]n mittels Astrometrie, [[Fotoplatte]]n und Satelliten-Scanning, deren Änderungen die Sternbewegungen ergeben. Das theoretische Modell bilden die [[Newton-Axiome|newtonschen Axiome]] und die [[allgemeine Relativitätstheorie]].<br />
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Spezielle Methoden wurden für die Erforschung von [[Sternassoziation]]en und [[Sternstrom|-Strömen]] entwickelt. Solche Sterngruppen sind gemeinsam entstanden und bewegen sich annähernd parallel durch unsere Galaxis, u.&nbsp;a. die nahegelegene [[Bärengruppe]] von etwa 50 Sternen, die ringsum an unserem Sonnensystem vorbeiziehen. Solche Analysen sind aber um zwei heikle Einflussfaktoren zu bereinigen: dem [[Sonnenapex]] (Bewegung in Richtung des Sternbilds Herkules) und der lokal unterschiedlichen Rotation um das [[galaktisches Zentrum|Milchstraßenzentrum]] (annähernd 200–250&nbsp;km/s), die wiederum von der genauen [[Massenverteilung]] abhängt (siehe auch astronomische [[Geschwindigkeitsmessung#Astronomie|Geschwindigkeitsmessung]]).<br />
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== Computer-Simulationen ==<br />
Mit der wachsenden Nutzung von [[Großrechner]]n und teils auch [[Supercomputer]]n wurden sehr umfangreiche [[Simulation]]en der Bewegung in Sternsystemen möglich, die eine so genannte "experimentelle" Stellardynamik schufen. Dabei werden verschiedene Modelle durchgerechnet und mit Beobachtungsdaten verglichen. So kann auch die gegenseitige Beeinflussung der Himmelskörper – das bis vor kurzem unlösbare [[Mehrkörperproblem]] – rechnerisch behandelt werden.<br />
<!-- 2D-4D-Astrometrie<br />
... Sphärische Astronomie... ''Einfalls[[richtung]]'' von Lichtquellen aus dem [[Weltraum]] – theoretisch, messtechnisch, betreffs der Koordinatensysteme und für diverse Korrekturen der ''scheinbaren'' Richtung von Himmelsobjekten ([[Planet]]en, [[Stern]]en, [[Galaxie]]n) auf ihre ''wahre Richtung''.<br />
''[[Dreidimensional]]'' werden die [[Sternörter]] durch Messung von [[Parallaxe]]n – jener scheinbaren jährlichen Verschiebungen, die von gegenüberliegenden Punkten der [[Erdbahn]] feststellbar sind. Daraus können Sterndistanzen bis zu 100 [[Lichtjahr]]en abgeleitet werden, mit Hipparcos- und anderen Methoden noch weit darüber hinaus.<br />
''[[4-D]]'' könnte man schließlich die [[Stellardynamik]] nennen, die sich auf [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegungen]] stützt. Man erhält sie aus genauen [[Sternörter]]n von weit auseinander liegenden [[Epoche (Astronomie)|Epochen]]. Ihre Ergänzung zum räumlichen Geschwindigkeitsvektor gibt die [[Radialgeschwindigkeit]], ein Ergebnis der [[Spektroskopie|Spektralanalyse]] und somit der Übergang zur [[Astrophysik]]. Ähnlich steht es um Entfernungsbestimmungen mittels [[Fotometrie]].<br />
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Die Dynamik ferner Objekte wird umso mehr astro[[physik]]alisch erforscht, je weiter sie entfernt sind. Diese Grenze wird aber durch die [[Raumfahrt]] und Astrometriesatelliten ständig ausgeweitet.<br />
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== Siehe auch ==<br />
* [[Himmelsmechanik]]<br />
* [[Oortsche Rotationsformeln]]<br />
* [[Bewegungshaufen]]<br />
* [[Sonnenapex]]<br />
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== Weblinks ==<br />
* {{Webarchiv |url=http://www.computer-astronomie.de/index.php?&datei=stellardynamik |text=Eine stellardynamische Demo-Simulation für den PC |wayback=20070928044317}}<br />
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[[Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie]]</div>imported>MrBenjo