Lexikon

Wärmestrahlung, wie sie Schwarze Löcher aufgrund von Quanteneffekten abstrahlen sollten. Erstmals berechnet von dem britischen Physiker Stephen Hawking in den 1970er Jahren. Die charakteristische Temperatur der Strahlung heißt auch Hawking-Temperatur.

Charakteristische Temperatur der Hawking-Strahlung eines Schwarzen Lochs. Für einfache, kugelsymmetrische Löcher beträgt sie

TH = 6 mal 10^–8 (Sonnenmasse/Masse des Schwarzen Lochs) Kelvin. [Probleme mit Ausdrücken wie 10^–8? Siehe Stichwort Zehn-Hoch-Schreibweise.]

Die Heisenbergsche Unschärferelation ist ein grundlegendes Gesetz der Quantentheorie, welches besagt, dass es ein Limit für die Genauigkeit gibt mit der man zwei komplementäre physikalische Größen messen kann. Wird eine der Größen mit sehr hoher Präzision gemessen, kann die Andere zwangsläufig nur sehr ungenau bestimmt werden. Gleichzeitig lassen sich beide Größen nur bis zu einem Limit, welches durch die Heisenbergsche Unschärferelation gegeben ist, genau bestimmen.

Ein Beispiel für ein solches Paar an komplementären Größen sind der Ort und der Impuls eines Quantenteilchens: Will man den Ort des Teilchens sehr genau bestimmen, werden dadurch sehr genaue Aussagen über den Impuls unmöglich und genauso anders herum.

Helium ist nach Wasserstoff das zweitleichteste Element. Sein Atomkern besteht aus zwei Protonen und üblicherweise zwei Neutronen. Helium-Atomkerne werden auch Alpha-Teilchen genannt.

Einheit für die Frequenz, Abkürzung Hz. Ein Hertz entspricht einer Schwingung pro Sekunde.

Siehe HII-Regionen.

HII-Regionen (sprich: „H-Zwei-Regionen“) sind Gebiete unserer oder anderer Galaxien, die größe Mengen an ionisiertem Wasserstoff enthalten, also an Wasserstoff, bei dem das Elektron sich vom Atomkern gelöst hat.

Typischerweise bilden sich in HII-Regionen neue Sterne.

Die Lehre von den Gesetzen, die die Bewegung der Himmelsobjekte bestimmen. Ursprünglich unabhängig von der Bewegungslehre für Objekte auf der Erde formuliert (beispielsweise Keplersche Gesetze) ist sie seit Newton, der die kosmischen Bewegungsgesetze aus seinen Grundgesetzen der Bewegung und seinem Gravitationsgesetz ableitete (siehe klassische Mechanik), Unterkapitel einer allgemeineren Mechanik.

Für die meisten astronomischen Anwendungen ist die Newtonsche Mechanik ausreichend; bei sehr genauen Messungen oder im Einflußbereich starker Gravitationsfelder wird die Himmelsmechanik von den relativistischen Bewegungsgesetzen der Einsteinschen Allgemeinen Relativitätstheorie bestimmt.

Elektromagnetische Reststrahlung aus der heißen Frühzeit unseres Universums. Erstmals vorhergesagt durch die auf der allgemeinen Relativitätstheorie basierenden Urknallmodelle; in den 1960er Jahren durch Radiobeobachtungen nachgewiesen.

Wie sich anhand der Hintergrundstrahlung die Raumkrümmung unseres Universums nachweisen lässt, ist Inhalt des Vertiefungsthemas Kosmischer Schall und die Krümmung des Raums.

In der Allgemeinen Relativitätstheorie: Grenze, welche die Raumzeit in zwei Bereiche trennt, wobei für einen dieser Bereiche gilt, dass nichts, was darin geschieht, die Geschehnisse in dem zweiten Bereich irgendwie beeinflussen kann. Der bekannteste Spezialfall ist die geschlossene Fläche, die ein Schwarzes Loch begrenzt.

Oft werden die Begriffe „Horizont“ und „Ereignishorizont“ synonym verwendet. Genaugenommen ist der Ereignishorizont nur eine Möglichkeit, den Horizont zu definieren, nämlich als Grenze, von der aus kein Teilchen (und auch kein Licht) nach dem Überschreiten jemals ins Unendliche entkommen kann. Eine andere Art von Horizont ist der so genannte scheinbare Horizont – kein Teilchen (und kein Licht), das diese Grenze überschritten hat, kann jemals wieder außerhalb des scheinbaren Horizonts gelangen.

Kooperationsprojekt der NASA und der ESA: Weltraumteleskop, das seit 1990 in 600 Kilometer über der Erde (und daher durch die Atmosphäre weit weniger behindert als Teleskope auf dem Erdboden) astronomische Beobachtungen durchführt.

Webseiten des Space Telescope Science Institute (der Betreiber des Hubble-Teleskops)

In einem Universum, das sich ausdehnt wie das Weltall der Urknallmodelle gilt für jeden Beobachter auf einer der frei fallenden Galaxien automatisch: Die Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien um ihn herum ist proportional zu ihrem Abstand; je weiter eine Galaxie bereits von ihm entfernt ist, umso mehr nimmt dieser Abstand in einem gegebenen Zeitraum zu. Dieser Zusammenhang, den der Astronom Edwin Hubble in den 1920er Jahren erstmals durch Beobachtungen an entfernten Galaxien nachweisen konnte, heisst Hubble-Beziehung oder Hubble-Relation; der Umstand, dass dieser Zusammenhang auftritt heißt Hubble-Effekt; die Proportionalitätskonstante heißt Hubble-Konstante.

Eine Veranschaulichung des Hubble-Effekts findet sich auf der Seite Kosmos auf Expansionskurs im Kapitel Kosmologie von Einstein für Einsteiger.

In aller Strenge gilt die Hubble-Relation nur für Universum, deren Expansion sich weder beschleunigt noch verlangsamt. In unserem eigenen Universum gilt sie in sehr guter Näherung für Galaxien, die nicht allzuweit von uns entfernt sind.