Benutzer:Omnidom 999/Werkstatt

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Die Farben der Verkehrszeichen:

1	verkehrsweiß	RAL 9016	C=3, M=0, Y=0, K=0	#ffffff
2	verkehrsrot	RAL 3020	C=0, M=100, Y=100, K=10	#cc0000
3	verkehrsgrün	RAL 6024	C=90, M=10, Y=80, K=10	#009933
4	verkehrsblau	RAL 5017	C=100, M=20, Y=5, K=40	#003399
5	braun	RAL 8004	C=40, M=80, Y=80, K=10	#993300
7	verkehrsgelb	RAL 1023	C=0, M=10, Y=90, K=0	#ffcc33
8	verkehrsorange	RAL 2009	C=5, M=70, Y=100, K=0	#ff6600
10	verkehrsschwarz	RAL 9017	C=100, M=90, Y=100, K=95	#000000
15	Verkehrsgrau A	RAL 7042	C=30, M=10, Y=20, K=40	#999999
R	Verkehrsgrau B	RAL 7043	C=30, M=10, Y=20, K=80	#333333

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Name des Sterns	maximaler/minimaler Radius in Sonnenradien (R☉)		Spektralklasse	Masse in M☉	absolute Helligkeit in MBol	Leuchtkraft in L☉	Entfernung in Lj
RW Cephei	2180	1330	G8–M0 Ia-0	40	−9,60	592.000	11.500
VY Canis Majoris	2100	1800	M3 Iae	30–40	−9,40	492.000	5.000
PZ Cassiopeiae	2050	1440	M3–M4 Iab		−8,80	283.000	18.120
WOH G64 (LI-LMC 181)	2000	2000	M5–M7.5 Ia	16–22	−8,79	280.000	169.000
VV Cephei A	1900	1600	M1–M2 Iape	30–40	−9,00	340.000	8.360
BC Cygni	1880	1700	M3–M3.5 Iab		−8,80	283.000	1.150
Rho Cassiopeiae (ρ Cas)	1870	670	F8–K5 Ia-0pe	40	−9,60	592.000	11.650
KW Sagittarii	1720	1440	M1.5 Ia		−9,23	419.000	9.800
V354 Cephei	1520	1520	M1–M2.5 Ia				9.000
KY Cygni	1500	1420	M3–M4 Iam	25	−8,87	300.000	5.200
RW Cygni	1500	1350	M3–M3.5 Iab		−8,30	179.000	2.550
Granatstern (μ Cep)	1480	1160	M0–M2 Iae	25	−8,50	215.000	5.260
NR Vulpeculae (BD +24° 3902)	1440	1070	K3–M1 Iab		−8,80	283.000	6.500
V509 Cassiopeiae (HR 8752 A)	1350	640	F8–K Ia-0e	25	−9,50	540.000	11.650
Case 75 (Cepheus)	1370	1250	M1 Ia		−8,70	258.000	11.500
Beteigeuze (α Ori)	1000	950	M1.5–M2 Ia-Iab	20	−8,00	135.000	640

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Das Sonnensystem

Sonnensystem

Die Sonne · Merkur · Venus · Erde · Mars · Ceres · Jupiter · Saturn · Uranus · Neptun · Pluto · Eris

Planeten · Zwergplaneten · Monde · Meteoroide · Asteroiden · Kometen

Asteroidengürtel · Kuipergürtel · Oortsche Wolke · Heliopause

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Name	Masse	Radius	Leuchtkraft
Gliese 229 B	0,170 M☉	0,12 R☉
Esilon Indi Ba	0,04776 M☉	0,091 R☉	0,00000000409 L☉
Esilon Indi Bb	0,02865 M☉	0,092 R☉

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Lech oder Lik könnte jedoch auch den gleichen Wortstamm haben wie fr. lac (See) engl. lake (See), dt. Lache (Pfütze), vergleiche auch Dialektwörter wie „auslicher“ (für auswaschen) oder „es lichert na“ (es regnet herunter) und damit ein Urwort für Wasser an sich sein. Im Bereich des früheren keltischen Siedlungsgebietes leiten sich eine Reihe von Flussnamen von dem Wort ab:

• Ełk/Lyck (lika) in Polen
• Likawa (lyka) in der Slowakei
• Lika in Kroatien
• Gail (licus/lica) in Kärnten
• Lickle (licul) in Großbritannien
• Lek in den Niederlanden
• Lesse (licias) in Belgien
• Licia in Frankreich
• Leca in Portugal
• Leza (leca) in Spanien
• Rio Lech (lyka); dem Piave zufließender Gebirgsbach in Italien, auch als „Lekbach“ bezeichnet

Neueste Forschungen weisen aber darauf hin, dass der keltische Begriff bereits vor den Kelten benutzt wurde und vom Altbaskischen abstammt. Wenn sich bei einem entsprechenden Vergleich dann aber auch der Charakter des Flusstyps bestätigt, könnte die althergebrachte Bedeutung einer Wortwurzel wie lik besser eingegrenzt werden, die dann doch so etwas wie „steinreich“ oder „kiesig“ bedeuten würde. Man jedenfalls geht auch von der genannten lik-Wurzel bzw. lik-Bedeutung aus: Man erkennt darin, bei entsprechender konsequenter linguistischer Begründung und aufbauend auf einer Theorie, ein vaskonisches Wort, und zwar „leg-“, das im baskischen Gattungswort legar heute noch lebendig ist und wie gesagt so viel wie Kies und Geröll heißt. Von diesem paläobaskischen leg- als einem Lehnwort ausgehend, das in die altindogermansichen Dialekte vorgedrungen ist, kann man für den Lech ein ursprüngliches „lekia“, das sich zusammensetzt aus lek- (bzw. leg für Stein, Geröll), aus -i- als einer Art Adjektivierung (steinig, steinreich) und aus -a- als dem bestimmten Artikel, ein Urname sozusagen, der dann entsprechend ins Keltische und dann ins Römische und Germanische übernommen wurde.

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Nah- und Regionalverkehr in Augsburg

Nahverkehr: Augsburger Verkehrsgesellschaft | Stadtbus | Straßenbahn

Regionalverkehr: Augsburger Verkehrsverbund | Regionalbahn | Regionalbus | S-Bahn

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Dreifachstern Alnitak (ζ Ori)
Alnitak ist der helle Stern unten links, in der Nähe des Pferdekopfnebels
{{{Kartentext}}}
Beobachtungsdaten Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild
Deklination
Vis. Helligkeit (gesamt)	mag
Bekannte Exoplaneten	{{{Planeten}}}
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	+ 18 km/s
Entfernung	800±150 Lj (250±50 pc)
Eigenbewegung
Rek.-Anteil:	4,0±0,7 mas/a
Dekl.-Anteil:	2,5±0,4 mas/a
Einzeldaten
Namen	Aa, Ab, B
Beobachtungsdaten
Rektaszension	Aa	5h 40m 45,52s
	Ab
	B
Deklination	Aa	-1° 56' 33,5“
	Ab
	B
Scheinbare Helligkeit	Aa	Vorlage:$m
	Ab	m
	B	Vorlage:$m
Typisierung
Spektralklasse	Aa	O9 Ib
	Ab	O
	B	B2 III
B-V Farbindex	Aa	- 0,21
	Ab
	B
U-B Farbindex	Aa	-1,07
	Ab
	B
Physikalische Eigenschaften
Masse	Aa	M☉
	Ab	M☉
	B	13 M☉
Radius	Aa	10 R☉
	Ab	R☉
	B	R☉
Leuchtkraft	Aa	10.000 L☉
	Ab	1.300 L☉
	B	L☉
Effektive Temperatur	Aa	25.000 K
	Ab	K
	B	K
Rotationsdauer	Aa	140 km/s d
	Ab	d
	B	d
Bezeichnungen und Katalogeinträge
HD-Katalog	HD 37742
SAO-Katalog	SAO 132444

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55 Cancri A is more enriched than our sun in elements heavier than helium, with 186% the solar abundance of iron; it is therefore classified as a rare "super metal-rich" (SMR) star. This abundance of metal makes estimating the star's age and mass difficult, as evolutionary models are less well defined for such stars. One estimate based on chromospheric activity suggests an age of around 5,500 million years.

A hypothesis for the high metal content in SMR dwarf stars is that material enriched in heavy elements fell into the atmosphere from a protoplanetary disk. This would pollute the star's external layers, resulting in a higher than normal metallicity. The lack of a deep convection zone would mean that the outer layers would retain higher abundance ratios of these heavy elements.

Observation of 55 Cancri A in the submillimeter region of the spectrum have thus far failed to detect any associated dust. The upper limit on emissions within 100 AU of this star is about 850 mJy, at a wavelength of 850 μm. This limits the total mass of fine dust around the star to less than 0.01% of the Earth's mass. Of course this does not exclude the existence of an asteroid belt or the equivalent of a Kuiper belt.

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Vom Sirius A/B System aus gesehen präsentiert sich der Himmel einem Beobachter ähnlich wie von der Erde aus. Die meisten Sternbilder wie der Schwan oder der Orion sehen beinahe unverändert aus. Im Sternbild Großer Hund fehlt jedoch der hellste Stern. Dagegen erscheint die Sonne als 1,9^m heller Stern im Sternbild Herkules. Das \/\/ der Kassiopeia verwandelt sich in ein /\/\/ und die Sonne bildet anstelle von ε Kassiopeiae das neue östliche Ende der Konstellation. Die Sonne steht antipodal (in der Gegenrichtung) zu der von der Erde aus gesehenen Position von Sirius, also an den Koordinaten RA 2393502^h 39^m 35^s und DE .

Näher stehende Sterne wie Alpha Centauri und Prokyon sind in deutlich verschobenen Positionen zu erblicken. Sirius gehört nun zum Sternbild Orion und steht 2 Grad westlich von Beteigeuze, wobei er nicht die gleiche Helligkeit von −1,46^m aufweist wie von der Erde aus gesehen, sondern nur −1,2^m. Neben Altair erscheinen auch die etwas weiter entfernten Sterne Fomalhaut und Wega etwas versetzt. Proxima Centauri ist trotz seines geringen Abstands von 13.500 AE (ein Viertel-Lichtjahr) nur ein unauffälliger Stern mit einer Helligkeit von 4,5^m. Dies zeigt, wie lichtschwach der rote Zwergstern wirklich ist.

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The results of the observations of RW Cep during five years and of W Cep for three years are presented. A symmetry of light curve of RW Cep is remarked in relation to the light minimum of 1979. The intrinsic polarization of these supergiants is increasing in or near light minima.

Also plotted is the blackbody-subtracted spectrum of RW Cep,. normalized to the V1749 Cyg spectrum at 10 mm. RW Cep was. selected from our sample because its silicate feature, like that of. V1749 Cyg, peaks close to 10.0 mm, whereas most of the supergiant. silicate features peak at the canonical 9.8 mm. The spectral type of. RW Cep is K5I, the earliest of our entire sample. RW Cep shows no. UIR features, and comparison of the two CGS3 spectra emphasizes the presence of the bands in V1749 Cyg. Strong bands are seen at. 11.2 and 10.5 mm, along with a weaker 8.6-mm band. The 12.7-mm. band may also be present, but the scatter in this region of the. spectrum is rather large. The 10.5-mm feature is not one of the. standard suite of UIR bands, but was present in many of the h and x. Per UIR sources (Paper 1), and coincides with a band in the spectra. of several PAHs (see e.g. ®g. 1 of Allamandola, Tielens & Barker. 1989). The rise shortward of 8 mm might include a contribution. Silicate emission from M supergiants. 1085. q 1998 RAS, MNRAS 301, 1083±1094

www.ingentaconnect.com/content/bsc/mnr/1998/00000301/00000004/art02078

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Category:Binary stars Category:Cygnus constellation Category:HD and HDE objects|190360 Category:HIP objects|98767 Category:Planetary systems Category:Red dwarfs Category:Yellow subgiants

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"MOA-2007-BLG-192-Lb": Der kleinste Planet außerhalb unseres Sonnensystems

Ein internationales Astronomenteam hat den bislang kleinsten Planeten außerhalb unseres Sonnensystems aufgespürt. Diese "Super-Erde" hat nur dreimal so viel Masse wie unser Heimatplanet und umkreist eine Mini-Sonne im Sternbild Schütze. Das berichteten die Forscher auf der Jahrestagung der Amerikanischen Astronomengesellschaft am Montag in St. Louis. Der ferne Planet besteht vermutlich vor allem aus Eis und Gestein. Der gängigen Theorie zufolge könnte der Planet komplett von einem tiefen Ozean bedeckt sein. Konkrete Hinweise auf Wasser oder gar Leben haben die Astronomen allerdings nicht.

Brauner Zwerg als Heimatstern Der rund 3000 Lichtjahre entfernte Exoplanet umkreist seine Mini-Sonne in etwa demselben Abstand wie die Venus unsere Sonne. Sein Heimatstern ist ein sogenannter Brauner Zwerg, der nur etwa sechs Prozent der Masse unserer Sonne hat. Damit ist er vermutlich zu leicht, um das Kernfusionsfeuer eines echten Sterns zu zünden. "Unsere Entdeckung zeigt, dass selbst die kleinsten Sterne Planeten haben können", erläuterte Teamleiter David Bennett von der Universität Notre Dame in Indiana. Bislang hätten alle Heimatsterne bekannter Exoplaneten mindestens 20 Prozent der Sonnenmasse.

Vermutlich eisige Temperaturen Der Braune Zwerg schimmert nach Darstellung der Forscher schwach fliederfarben am Himmel der neu entdeckten Welt und versorgt sie nur spärlich mit Wärme. Außerhalb der Planetenatmosphäre sei es daher wahrscheinlich so kalt wie auf dem eisigen Außenposten Pluto in unserem Sonnensystem, berichten die Astronomen. Der ferne Planet verfüge jedoch wahrscheinlich über eine dicke Atmosphäre, die wärmere Temperaturen ermöglichen könnte.

Entdeckung durch Relativitätstheorie Die Astronomen haben den Planeten nicht direkt gesehen. Sie entdeckten die ferne Welt über einen Effekt der Allgemeinen Relativitätstheorie, demzufolge der Planet das Licht eines hinter ihm liegenden Sterns wie ein Brennglas bündelt, wie sie in einer der kommenden Ausgaben des Fachblatts "The Astrophysical Journal" berichten. Für dieses sogenannte Mikrolensing müssen Erde, Planet und Hintergrundstern exakt in einer Linie liegen.

Exoplaneten sonst näher an Sternen Die meisten der derzeit rund 300 bekannten Exoplaneten wurden dagegen bei sehr viel näheren Sternen entdeckt und verrieten sich durch ihre Schwerkraft, mit der sie an ihrem Heimatstern hin- und herzerren. Bei ihnen handelt es sich meist um riesige, jupiterähnliche Gasplaneten.

Suche nach erdähnlichen Planten Abgesehen von dem exotischen Begleiter eines Neutronensterns waren die kleinsten bekannten Exoplaneten bislang zwei Gesteinsplaneten mit mindestens fünfmal soviel Masse wie die Erde. Astronomen suchen nach solchen "Super-Erden" bei anderen Sternen, um die Häufigkeit erdähnlicher Planeten - und damit auch die Wahrscheinlichkeit von Leben - im Weltall abschätzen zu können.

fr de

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Pulsar "J1903+0327" http://nachrichten.t-online.de/c/15/06/06/50/15060650,pt=pictureEnlarge,vv=enlarge.html

Ein internationales Forscherteam hat einen ungewöhnlichen Himmelskörper entdeckt, der sich mit rasender Geschwindigkeit um seine eigene Achse dreht und schwerer als die Sonne ist. Der Stern sei ein kosmischer Winzling mit einen Durchmesser von zehn Kilometern, wiegt aber dennoch 1,74 Mal so viel wie unsere Sonne. Das berichtete ein Team um Wouter Vlemmings vom Argelander-Institut für Astronomie an der Universität Bonn im Journal "Science" vom Freitag.

Leuchtturm im All Es handele sich um einen Pulsar genannten Stern, der fast 500 Mal pro Sekunde um die eigene Achse rotiert. Dabei sendet er quasi wie ein Leuchtturm einen Strahl aus Radiowellen aus.

Ringelreihen mit Partnerstern Der Himmelskörper mit Namen "J1903+0327" sei mit Hilfe des weltgrößten Radioteleskops, dem Arecibo-Teleskop in Puerto Rico entdeckt worden. Der kuriose Stern sei praktisch an einen Partnerstern gefesselt. Die beiden Himmelskörper umtanzen sich nach Angaben des Astronomen-Teams auf einer merkwürdig elliptischen Bahn. Möglicherweise sei noch ein dritter Partnerstern an dem "galaktischen Ringelreihen" beteiligt, der aber von der Erde aus nicht zu sehen sei.

So schnell wie kein anderer Pulsare entstehen, wenn massereiche Sterne explodieren. Es bleibt dann ein extrem verdichteter Rest zurück, ein Neutronenstern. Dieser sendet an seinen magnetischen Polen Radiowellen aus, die man selbst in einer Entfernung von vielen Milliarden Lichtjahren noch auffangen kann, berichten die Forscher. Der nun entdeckte Pulsar drehe sich so ungewöhnlich rasch um seine eigene Achse, dass er zu den schnellsten Pulsaren gehöre, die je entdeckt wurden. Diese Himmelskörper können wichtige Erkenntnisse über Entstehung und Aufbau des Universums liefern.

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St. Louis (dpa) - Zwei Astronomenteams haben einen neuen, kleinen Spiralarm der Milchstraße entdeckt - und die Spuren von zwei großen Armen verloren. Demnach besitzt unsere Galaxie zwei große und zwei kleine Spiralarme.

Nach jüngsten Daten des "Spitzer"-Weltraumteleskops hat unsere Heimatgalaxie nur zwei große Spiralarme und nicht wie bislang meist angenommen vier, wie Robert Benjamin von der Universität von Wisconsin am Dienstag auf der Jahrestagung der Amerikanischen Astronomengesellschaft (AAS) berichtete.

Seine Gruppe hatte das Infrarotlicht von rund 110 Millionen Sternen katalogisiert und damit die Verteilung der Sterne in weiten Teilen der Milchstraße untersucht. Dort, wo bislang zwei der vier großen Spiralarme vermutet wurden, fand sich jedoch keine Anhäufung von Sternen.

Auf der gegenüberliegenden Seite unserer Galaxie stieß ein anderes Forscherteam dagegen auf einen bislang unbekannten kleinen Arm. Er ist der langgesuchte Zwilling eines schon vor 50 Jahren entdeckten Spiralarms auf unserer Seite der Milchstraße.

Astronomen hatten bereits lange vermutet, dass ihm ein symmetrischer Arm gegenüberliegen sollte. Er ließ sich jedoch nicht aufspüren, weil die Forscher kaum durch das Sternendickicht im Zentrum der Milchstraße spähen können.

"Etwas durch das galaktische Zentrum zu beobachten ist, wie einer Unterhaltung mitten in einer Cocktailparty zu lauschen", verglich Patrick Thaddeus vom Harvard- Smithsonian-Zentrum für Astrophysik auf der AAS-Tagung. Sein Kollege Tom Dame war bei der Analyse von Beobachtungen mit einem Mikrowellenteleskop auf den fernen Spiralarm gestoßen.

"Unsere Galaxie ist nicht so unordentlich wie viele gedacht haben", unterstrich Dame. "Was wir gefunden haben, ist ein Beleg für eine Form von Balance und Ordnung, ähnlich dem Yin und Yang der chinesischen Philosophie."

Der bereits zuvor bekannte kleine Spiralarm scheint an der zentralen Balkenstruktur unserer Milchstraße anzusetzen, Astronomen hatten daher erwartet, dass sich auch am entfernten Ende des Balkens eine vergleichbare Struktur herausgebildet hat. [1]

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Astronomen haben in unserer Galaxie gleich drei Super-Erden entdeckt, die denselben Stern umkreisen. Der Stern HD 40307 sei unserer Sonne ähnlich, und die kleinste der drei Super-Erden habe nur die rund vierfache Masse der Erde, teilte die Europäische Südsternwarte, kurz ESO, am Montag in Garching bei München mit. Als Super-Erden werden alle Planeten außerhalb unseres Sonnensystems mit der ein- bis 15-fachen Masse der Erde bezeichnet.

300 Funde seit 1995 Exo-Planeten sind alle Planeten außerhalb unseres Sonnensystems. Auf die erste Entdeckung eines Exo-Planeten 1995 folgten bislang rund 300 weitere. Die meisten sind allerdings lebensfeindliche Gasriesen wie Jupiter oder Saturn. Exo-Planeten mit kürzerer Umlaufzeit sind leichter zu finden als mit längerer.

Viel schneller Der nun untersuchte Stern befindet sich 42 Lichtjahre von der Erde entfernt in Richtung der Süd-Sternbilder Dorado und Pictor, berichtete die ESO. Die drei Exo-Planeten haben die 4,2- bis 9,4-fache Masse der Erde. Sie umkreisen ihren Stern jedoch wesentlich schneller als unser Heimatplanet die Sonne: In 4,3, 9,6 und 20,4 Tagen. Wie die Planeten beschaffen sind, berichten die Forscher nicht.

Entdeckung in Chile Die jetzt entdeckten Planeten wurden gefunden, weil sie mit ihrer Anziehungskraft ihre Sonne bei jeder Umkreisung hin und her bewegen. Die Entdeckung gelang mit dem HARPS-Spektrograph auf einem 3,6-Meter-Teleskop, einem ziemlich neuen Hightech-Gerät der ESO im chilenischen La Silla. Mit diesen Instrumenten "können wir nun kleinere Planeten mit der zwei- bis zehnfachen Masse der Erde erspähen", erklärte der beteiligte Astronom Stéphane Udry vom Observatorium der Universität Genf auf der internationalen Konferenz "Extra Solar Super-Earths" im französischen Nantes.

"Nur Spitze des Eisbergs" Auf der Konferenz wurden zwei weitere mit HARPS erspähte Planetensysteme mit jeweils zwei Planeten vorgestellt. "Diese gesamten Planeten sind nur die Spitze des Eisbergs", sagte Michael Mayor, ebenfalls von der Universität in Genf. "Die Analyse der mit HARPS untersuchten Sterne zeigt, dass etwa ein Drittel der sonnenähnlichen Sterne entweder Super-Erden oder neptunähnliche Planeten mit einer Umlaufzeit unter 50 Tagen haben."

http://nachrichten.t-online.de/c/15/36/49/72/15364972.html

http://www.astronews.com/news/artikel/2008/06/0806-022.shtml

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Doppelstern Mira (ο Ceti)
Mira beobachtet von Hubble. NASA Bild.
[[Vorlage:Skymap/Wartung/Walfisch]]
{{{Kartentext}}}
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild
Rektaszension
Deklination
Scheinbare Helligkeit	mag
Bekannte Exoplaneten	{{{Planeten}}}
Position des Begleiters
Winkelabstand	{{{Winkelabstand}}}
Positionswinkel	{{{Positionswinkel}}}
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	+63,8 km/s
Parallaxe	mas
Entfernung	ca. 419 Lj (ca. 130 pc)
Absolute visuelle Helligkeit Mvis	mag
Absolute bolometrische Helligkeit Mbol	mag
Veralteter Parameter "Absolut" !
Eigenbewegung
Rektaszensionsanteil:	10,33 mas/a
Deklinationsanteil:	-239,48 mas/a
Orbit
Periode
Große Halbachse
Exzentrizität
Periastron
Apastron
Bahnneigung
Argument des Knotens
Epoche des Periastrons
Argument der Periapsis
Einzeldaten
Namen	Mira; VZ Ceti
Beobachtungsdaten
Rektaszension	Mira	2h 19m 20,70s
	VZ Ceti
Deklination	Mira	-02° 58' 39,0"
	VZ Ceti
Spektrum und Indices
Spektralklasse	Mira	M7IIIe
	VZ Ceti	D
B−V-Farbindex	Mira	1,42
U−B-Farbindex	Mira	1,09
Physikalische Eigenschaften
Absolute vis. Helligkeit Mvis	Mira	0,93 mag
	VZ Ceti
Masse	Mira	1,2 M☉
	VZ Ceti
Radius	Mira	332–402 R☉
	VZ Ceti
Leuchtkraft	Mira	8400–9360 L☉
	VZ Ceti
Effektive Temperatur	Mira	2918–3192 K
	VZ Ceti
Alter	6·109
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Katalog Mira VZ Ceti Bonner Durchmusterung BD -03 353 Bright-Star-Katalog HR 681 [2] Henry-Draper-Katalog HD 14386y SAO-Katalog SAO 129825 [3] Tycho-Katalog TYC 4693-1144-1[4] Hipparcos-Katalog HIP 10826 [5]

Vorlage:Infobox Doppelstern/Wartung/RekDekSizeLeerVorlage:Infobox Doppelstern/Wartung/Einzelkoordinaten

Mira und ihr Begleiter

Mira, ο Ceti (Omikron Ceti), ist ein Doppelstern im Sternbild Walfisch, bestehend aus dem roten Riesen Mira A, oder einfach Mira, und dem weißen Zwerg Mira B oder VZ Ceti. Mira A ist ein veränderlicher Stern und Namensgeber für die Mirasterne. Mira liegt in ca. 419 Lichtjahren Entfernung von der Erde.

Mira A ist ein roter Riese der Spektralklasse M (Hipparcos Datenbank). Sie verändert während einer Periode von etwa 331 Tagen ihre Leuchtkraft um einige Größenklassen. Weder die Periode noch die Helligkeitsminima und -maxima sind konstant. Im Maximum kann sie die 2. Größenklasse erreichen und ist dann ein auffällig heller Stern am Nachthimmel. Während des Minimums kann die Helligkeit bis auf die 9. Größenklasse absinken, so dass zu ihrer Beobachtung ein Teleskop erforderlich wird. Mira ist in ihrem absoluten Maximum 1700 mal heller als in ihrem absoluten Minimum – im infraroten Bereich, in dem Mira den Großteil der Strahlung aussendet, ist sie jedoch im Maximum nur um den Faktor sechs heller als im Minimum.

Mira hat einen mittleren Durchmesser von ca. 553,5 Mio. km (ca. 400 Sonnendurchmesser). Damit ist Mira so groß, dass das Hubble Space Telescope den Stern als Scheibe und nicht nur als Punkt auflösen kann.

Entdeckt wurde Mira vom ostfriesischen Pfarrer und Amateurastronomen David Fabricius am 13. August 1596. Im Jahre 1639 entdeckte dann Johann Ph. Holwarda, dass Mira ihre Helligkeit mehr oder weniger regelmäßig ändert. Aufgrund dieser seltsamen Eigenschaft erhielt der Stern von Johannes Hevelius seinen Namen – Mira, die "Wundersame". 1923 wurde von R.G. Aitken ein schwacher Begleiter (VZ Ceti) gefunden, der Mira mit einer Periode von ca. 400 Jahren umkreist. 2007 wurde auf Aufnahmen des NASA-Weltraumteleskops GALEX entdeckt, dass Mira als bisher einzig bekannter Stern einen riesigen Schweif besitzt, der dem eines Kometen ähnlich ist und sich über 13 Lichtjahre Länge erstreckt .

Ultraviolett-Aufnahme des kometenartigen Schweifs.

Weblinks

• Doppelstern Mira im Röntgenlicht (Englisch)
• Ein Stern mit einem Kometenschweif
• SpiegelOnline: Wundersamer Sprinter im All entdeckt

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Doppelstern τ Ceti
Ausschnitt aus der Karte des Sternbilds Walfisch mit τ Ceti.
[[Vorlage:Skymap/Wartung/Walfisch]]
{{{Kartentext}}}
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild
Rektaszension	01h 44m 04,08s
Deklination	−15° 56′ 14,93″
Scheinbare Helligkeit	mag
Bekannte Exoplaneten	{{{Planeten}}}
Position des Begleiters
Winkelabstand	{{{Winkelabstand}}}
Positionswinkel	{{{Positionswinkel}}}
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	−16,4 km/s
Parallaxe	274,2 ± 0,8 mas
Entfernung	11,887 ± 0,03 Lj (3,644 ± 0,011 pc)
Absolute visuelle Helligkeit Mvis	5,68 mag
Absolute bolometrische Helligkeit Mbol	{{{Absolut-bol}}} mag
Veralteter Parameter "Absolut" !
Eigenbewegung
Rektaszensionsanteil:	−1721,94 mas/a
Deklinationsanteil:	854,17 mas/a
Orbit
Periode
Große Halbachse
Exzentrizität
Periastron
Apastron
Bahnneigung
Argument des Knotens
Epoche des Periastrons
Argument der Periapsis
Einzeldaten
Namen	A; B
Beobachtungsdaten
Rektaszension	A	1h 44m 4,0829s
	B	1h 44m 6,4s
Deklination	A	1844385.072−15° 56′ 14.928″
	B	1844191−15° 58′ 9″
Spektrum und Indices
Spektralklasse	A	G8 V
	B	M5 V
B−V-Farbindex	A	+0,72
U−B-Farbindex	A	+0,22
Physikalische Eigenschaften
Absolute vis. Helligkeit Mvis	A	5,68 mag
	B	15,29 mag
Absolute bol. Helligkeit Mbol	A	5,65 mag
	B	13,94 mag
Masse	A	ca. 0,77 M☉
	B	0,1 – 0,15 M☉
Radius	A	0,773 ± 0,02 R☉
	B	0,085 R☉
Leuchtkraft	A	0,52 ± 0,03 L☉
	B	413 · 10−6 L☉
Effektive Temperatur	A	5344 ± 50 K
	B	3240 K
Metallizität [Fe/H]	A	−0,52 ± 0,05
	B
Rotationsdauer	A	34 d
	B	1,3 d
Alter	ca. 10 Mrd.
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Katalog A B Bayer-Bezeichnung τ Ceti Flamsteed-Bezeichnung 52 Ceti Bonner Durchmusterung BD −16 295 Bright-Star-Katalog HR 509 [6] Henry-Draper-Katalog HD 10700 [7] SAO-Katalog SAO 147986 [8] Weitere Bezeichnungen: CCDM J01441-1557

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Rektaszension

	τ Ceti A	τ Ceti B	YZ Ceti
2000 (FK5 coord.)	14404.08301h 44m 04.083s	14406.401h 44m 06.400s	11230.6401h 12m 30.640s
1950 (FK4 coord.)	14144.6601h 41m 44.660s	1414101h 41m 41.000s	10958.9701h 09m 58.970s
Differenz	00h 00m 00,0000s	00h 00m 00,0000s	00h 00m 00,0000s

Deklination

	τ Ceti A	τ Ceti B	YZ Ceti
2000 (FK5 coord.)	1844385.07−15° 56′ 14.93″	1844191−15° 58′ 09.00″	1834043.72−16° 59′ 56.28″
1950 (FK4 coord.)	1838799.4−16° 12′ 00.6″	1838688−16° 13′ 12.0″	1828377−17° 16′ 23.0″
Differenz	2000000−0° 00′ 00.0000″	2000000−0° 00′ 00.0000″	2000000−0° 00′ 00.0000″

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Abstract (from CDS): Extensive optical and infrared photometry as well as low and high resolution spectroscopy are used as inputs in deriving robust estimates of the reddening, distance and nature of the progenitor of V838 Mon, the 2002 outbursting event that produced a most spectacular light-echo. The reddening affecting V838 Mon is found to obey the RV=3.1 law and amounts to (i) EB-V=0.86 from the interstellar NaI and KI lines; (ii) EB-V=0.88 from the energy distribution of the B3V component; and (iii) EB-V=0.87 from the progression of extinction along the line of sight. The adopted EB-V=0.87±0.01 is also the amount required by fitting the progenitor with theoretical isochrones of appropriate metallicity. The distance is estimated from (a) the galactic kinematics of the three components of the interstellar lines; (b) the amount of extinction vs. the HI column density and vs. the dust emission through the whole Galaxy in that direction; from (c) spectrophotometric parallax to the B3V companion; from (d) comparison of the observed color-magnitude diagram of field stars with 3D stellar population models of the Galaxy; from (e) comparison of theoretical isochrones with the components of the binary system in quiescence and found to be around 10kpc. Pre-outburst optical and IR energy distributions show that the component erupting in 2002 was brighter and hotter than the B3V companion. The best fit is obtained for a 50000K source, 0.5mag brighter than the B3V companion. The latter passed unaffected through the outburst, which implies an orbital separation wide enough to avoid mass exchange during the evolution of the binary system, and to allow a safe comparison with theoretical isochrones for single stars. Such a comparison suggests that the progenitor of the outbursting component had an initial mass ~65 M{sun}, that it was approaching the carbon ignition stage in its core at the time it erupted in 2002 and that the age of the V838 Mon binary system is close to 4 million yr. The 2002 event is probably just a shell thermonuclear event in the outer envelope of the star.

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The cool hypergiants are the most luminous known stars in the upper HR Diagram in the apparent temperature range represented by spectral types A to M. Most of the stars in this regime are unstable as evidenced by their high mass loss rates, variability, and in some cases large IR excesses and circumstellar ejecta. We have obtained high resolution multi-wavelength images with HST/WFPC2 of several of the most known evolved cool stars including several well known stellar masers. VX Sgr and S Per were marginally resolved, while NML Cyg has a peculiar asymmetric envelope that has been shaped by its environment. The powerful maser sources IRC+10420 and VY CMa have extensive and complex circumstellar ejecta due to high mass loss episodes apparently driven by large-scale convective activity. [9]

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Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts

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ob [10]

inf [11] [12]

dia [13]

geo [14] [15] [16]

kul [17] [18]

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 ?

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Satellitengalaxien der Milchstraße

Bootes-Zwerg | Canes-Venatici-Zwerg | Canis-Major-Zwerg | Carina-Zwerg | Draco-Zwerg | Fornax-Zwerg | Hercules-Zwerg | Leo I | Leo II | Große Magellansche Wolke | Kleine Magellansche Wolke | Sagittarius-Zwerg | Sculptor-Zwerg | Segue 1 | Sextans-Zwerg | Ursa Major I | Ursa Major II | Ursa-Minor-Zwerg | Virgo-Zwerg

Satellitengalaxien der Milchstraße

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ABSTRACT. Following the outburst of the unusual variable star V838 Monocerotis in 2002, a spectacular light echo appeared. A light echo provides the possibility of direct geometric distance determination, because it should contain a ring of highly linearly polarized light at a linear radius of ct, where t is the time since the outburst. We present imaging polarimetry of the V838 Mon light echo, obtained in 2002 and 2005 with the Advanced Camera for Surveys on board the Hubble Space Telescope, which confirms the presence of the highly polarized ring. Based on detailed modeling that takes into account the outburst light curve, the paraboloidal echo geometry, and the physics of dust scattering and polarization, we find a distance of 6.1 ± 0.6 kpc. The error is dominated by the systematic uncertainty in the scattering angle of maximum linear polarization, taken to be θmax = 90° ± 5°. The polarimetric distance agrees remarkably well with a distance of 6.2 ± 1.2 kpc obtained from the entirely independent method of main-sequence fitting to a sparse star cluster associated with V838 Mon. At this distance, V838 Mon at maximum light had MV −9.8, making it temporarily one of the most luminous stars in the Local Group. Our validation of the polarimetric method offers promise for measurement of extragalactic distances using supernova light echoes. [19] [20]

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Using the age and distance estimates for the neutron star Geminga, as well as its measured proper motion, we examine the possible space motions of Geminga in an attempt to determine the origin of its progenitor star. As argued by Frisch (1993), we also find that Geminga's progenitor was quite likely a member of the Orion association. In addition, we suggest that the progenitor star may have been ejected from the Orion association before its supernova explosion, as an OB runaway star in which case the supernova could have occurred some distance away from the association. We also point out that if the supernova occurred in the association itself, the most likely region might be within the lambda Ori association. [21]

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AB Doradus: [22] [23] [24] [25] [26] [27] [28]

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VV Cephei

• "Burnham's Celestial Handbook" - Beschreibung zu Alpha Ori (Beteigeuze), Seite 1293: "A star of such tenuous nature has often been called a 'red-hot vacuum'."
• http://www.springerlink.com/content/p22n685nt576l7v7/
• http://www.zimbio.com/VV+Cephei
• http://bibliography.library.villanova.edu/Record/738
• http://www.astronomie.de/fachbereiche/spektroskopie/iya2009/vortrag_vv-cephei/index.htm

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Die 150,9 km lange Wertach ist ein linksseitiger Nebenfluss des Lechs in Schwaben (Bayern, Deutschland).

Der Zusammenfluss zweier in den Allgäuer Alpen entspringenden Gebirgsbäche, aus welchen die Wertach entsteht, befindet sich auf 1078 m ü. NN. Zunächst fließt der junge Wildfluss durch die gleichnamige Gemeinde Wertach. Im weiteren Verlauf passiert sie die Städte Marktoberdorf, Kaufbeuren, Schwabmünchen, Bobingen und schließlich Augsburg, wo sie auf 461 m ü. NN in den Lech mündet. Die frühere Ausprägung als typischer Gebirgs- und Voralpenfluss mit breitem, sich ständig verlagerndem Flussbett, ausgedehnten Schotterbänken ist nur noch im Oberlauf anzutreffen. Mit einer Wassermenge von fast 50 Kubikmetern in der Sekunde ist sie der wichtigste Zufluss des Lechs, das Einzugsgebiet macht mit einer Fläche von 1290 km² knapp ein Drittel des Flusssystems Lech aus.

Mit knapp 50 Kilometern ist ihr längster Nebenfluss die wenige Kilometer unterhalb von Schwabmünchen einmündende Gennach gefolgt von der in Augsburg zufließenden Singold.

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Lechbrücken in Augsburg

Afrabrücke (Hochzoller Brücke) | Anton-Fugger-Brücke | Autobahnbrücke Augsburg | Eisenbahnbrücke Hochzoll | Hochablass | Lechbrücke der Augsburger Localbahn | MAN-Brücke | Ulrichsbrücke (Lechhauser Brücke)

Lechbrücken in Augsburg Lechbrücken in Augsburg

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Lech: [29] [30] [31] [32] [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] [49] [50]

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GRB 090423: [51]

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Linie 3: [52] [53]

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Karten: [54] [55]

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ρ Cas: [56]