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Säkulare Beschleunigung:

Auf Grund der Gezeitenreibung findet eine langsame Reduktion der Erdrotationsgeschwindigkeit statt. Der Tag wird länger, wobei die durchschnittliche Verlängerung nur 0,00000002 s/Tag beträgt; über eine ausreichend lange Zeitspanne hinweg macht sich der Effekt allerdings bemerkbar. Die langsame Zunahme der Entfernung zwischen Erde und Mond ist ein weiteres Resultat der Gezeitenreibung.

Saros-Zyklus:

Periode von 18 Jahren und 11,3 Tagen, nach der sich Erde, Mond und Sonne wieder in derselben Ausgangsposition zueinander befinden. Daher soll einer Sonnen- oder Mondfinsternis nach der Periode von 18 Jahren und 11,3 Tagen eine gleiche Finsternis folgen. Die Periode ist jedoch nicht ganz exakt, reicht aber für einfache Vorhersagen, wie sie schon in der Antike von griechischen Philosophen mit Hilfe des Saros-Zyklus gemacht wurden.

Satellit:

Himmelskörper, der einen Planeten umläuft. Die Erde hat als einzigen natürlichen Satelliten den Mond, Jupiter hat 16 Satelliten, Saturn ebenfalls 16, Uranus 15, Neptun und Pluto jeweils einen, während Merkur und Venus unbegleitet sind.

Schalenbrennen:

Spätphase in der Entwicklung eines Sterns. Ist der Energievorrat im Zentrun erschöpft, so zieht sich der Stern zusammen, bis in einem Bereich um den Kern ("Schale") die Temperatur hoch genug ist, damit dort die Kernfusion einsetzt. Diesen Vorgang bezeichnet man als Schalenbrennen.

Scheinbare Helligkeit:

Die Helligkeit, mit der ein kosmisches Objekt dem Beobachter erscheint, d.h. ein Maß für die empfangene Strahlungsintensität. Gemessen wird sie in Größenklassen (lateinisch: Magnitudo, Abk.: m), eine logarithmische Skala zur Messung der Lichtintensität eines Sterns. Je heller ein Stern leuchtet, um so kleiner ist der Wert für seine scheinbare Helligkeit, den man als Größenklasse oder Größe des Sterns bezeichnet. Dieser Wert hat nichts mit dem wirklichen Durchmesser des Sterns zu tun!
Beispiele: Die Sonne hat eine scheinbare Helligkeit von -26,8 mag, Sirius, der hellste Stern am Himmel, hat -1,4 und der Polarstern +2. Die schwächsten, mit dem Hubble Space Telescope beobachtbaren Sterne haben eine scheinbare Helligkeit von +30 mag.
Die scheinbare Helligkeit eines Sterns läßt keinen Schluß auf seine wirkliche Leuchtkraft zu.
Siehe auch:
Größenklasse
absolute Helligkeit

Schiefe der Ekliptik:

Winkel zwischen Himmelsäquator- und Ekliptikebene. Sein Wert beträgt 23°26'54". Sie bezeichnet auch den Winkel, um den die Erdachse von der Senkrechten auf die Erdbahnebene abweicht.

Schmidt-Teleskop (Schmidt-Kamera, Schmidt-Spiegel):

Teleskoptyp mit sphärischem Spiegel und spezieller Korrektionsplatte aus Glas. Mit diesem Teleskop lassen sich mit einer einzigen Aufnahme relativ weite Himmelsfelder photographieren, wobei die Schärfe bis zum Rand sehr gut ist. In seiner ursprünglichen Form kann dieses Teleskop nur für Photographie benutzt werden. Das größte im Gebrauch befindliche Schmidt-Teleskop ist das "Big Schmidt" auf dem Mount Palomar, USA, mit einer Korrektionsplatte von 122 cm.

Schnelläufer:

Sterne der Population II in der Sonnenumgebung, die nicht an der allemeinen Rotation der Milchstraße teilnehmen und sich auf strak elliptischen Umlaufbahnen um das Zentrum der Milchstraße bewegen. Ihre hohe Geschwindigkeit kommt daher zustande, daß sich diese Sterne in eine andere Richtung bewegen als die Sonne.

Schwache Wechselwirkung:

Eine der vier allgemeinen Klassen von Wechselwirkungen der Elementarteilchen. Bei normalen Energien sind die schwachen Wechselwirkungen sehr viel schwächer als die elektromagnetische und die starke Wechselwirkung, aber dennoch viel stärker als die Gravitation. Die schwache Wechselwirkung ist verantwortlich für den relativ langsamen Zerfall von Neutronen und Myonen, sowie für alle Reaktionen, an denen Neutrinos beteiligt sind.

Schwarzer Körper (schwarzer Strahler):

gedachter Körper, der sämtliche außen auf ihn einfallende Strahlung absorbiert und auch nicht den geringsten Anteil reflektiert (daher die Bezeichnung 'schwarz'). Da der schwarze Körper dadurch Energie aufnimmt, erwärmt er sich und fängt seinerseits an Energie abzustrahlen (zu "glühen"). Die von ihm ausgehende Strahlung besitzt ein charakteristisches Spektrum (Schwarzkörperstrahlung). Sterne besitzen näherungsweise die Eigenschaften schwarzer Körper, so daß Astrophysiker hiermit den Zusammenhang zwischen ihrer Farbe, Temperatur und Strahlung erklären können.

Schwarzes Loch:

Eine der aufregendsten Vorhersagen der Einsteinischen Relativitätstheorie ist die Existenz von Schwarzen Löchern, in denen die Gravitationskräfte so groß werden, daß selbst Teilchen, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, nicht entweichen können.
Ein stellares Schwarzes Loch ist ein Raumgebiet, in das ein Stern kollabiert ist und aus dem weder Licht, Materie oder irgendeine Art von Signal entweichen kann. Theoretisch unterscheidet man rotierende und nicht-rotierende Schwarze Löcher. In der Frühgeschichte unseres expandierenden Urknall-Universums könnten einige Gebiete so komprimiert werden, daß sie gravitativ kollabierten und ein sogenanntes primordiales ("urzeitliche") Schwarzes Loch bildeten.

Schwarze Zwerge:

Die theoretisch kältesten Sterne. Man weiß seit langem, dass es Sterne geben könnte, die zu kühl sind, um sichtbares Licht auszusenden. Sie wurden früher Schwarze Zwerge genannt. In neuerer Zeit wird für die Sterne, die zu kühl sind, um das Hauptreihenstadium zu erreichen, der Ausdruck Braune Zwerge verwendet, während Schwarze Zwerge das Entstadium der Weißen Zwerge darstellen: kalte, vollständig entartete Körper.

Ein Weißer Zwerg besitzt keine Möglichkeit mehr, seine Wärme aufrechtzuerhalten, und kühlt daher stetig ab. Nach entsprechend langer Zeit ist seine Temperatur so weit abgesunken, dass er unsichtbar und damit zu einem Schwarzen Zwerg wird.

Seeing:

Englische Bezeichnung für die Luftqualität (Grad der Luftunruhe und -transparenz) im Hinblick auf astronomische Beobachtungen und Astrofotografie.

Seismograph (Seismometer):

Gerät zur Messung und Aufzeichnung von Erdbeben. Apollo-Astronauten nahmen äußerst empfindliche Seismometer mit zum Mond, die interessante Informationen über die dortigen seismischen Bedingungen lieferten.

Selenographie:

Untersuchung der Mondoberfläche.

Sextant:

Instrument zur Messung der Höhe eines Himmelskörpers über dem Horizont.

Seyfert-Galaxien:

Eine Klasse Aktiver Galaxien, meist Spiralgalaxien, deren Kerne im Vergleich zur übrigen Galaxie sehr hell sind. Die Spektren der Kerne weisen breite Emissionslinien auf: Bei Seyfert-1-Galaxien zeigen sich erlaubte, aber nichtvariable Linien. Seyfert-2-Galaxien zeigen sowohl erlaubte als auch verbotene Linien, die Linienbreiten sind geringer als bei Seyfert-1-Galaxien.

Siderische Umlaufzeit:

Zeitspanne, die ein Planet oder anderer Körper für einen Umlauf um die Sonne benötigt (Erde: 365,2 Tage). Begriff wird auch für einen Satelliten im Umlauf um einen Planeten benutzt.

Singularität:

Ein Punkt im Raum-Zeit-Kontinuum, in dem die bekannten physikalischen Gesetze keine Gültigkeit mehr besitzen, wie z.B. im Zentrum eines Schwarzen Lochs.

Solarkonstante:

Energiemenge, die die Erde pro m² Erdoberfläche (senkrecht zur Strahlungsrichtung) pro Sekunde von der Sonne empfängt. Die Solarkonstante beträgt 1,36 kW/m².

Solstitien (Sonnenwenden):

Zeitpunkte, zu denen die Sonne den nördlichsten (ca. 21. Juni, Deklination 23°N) oder südlichsten (ca. 21. Dezember, 23°S) Punkt des Himmels erreicht. Das genaue Datum kann sich aufgrund der Kalenderunregelmäßigkeiten (Schaltjahr) verschieben.

Sonnenfinsternis:

Eine Sonnenfinsternis ereignet sich, wenn der Mond vor die Sonne zieht. Zufällig erscheinen beide Körper fast gleich groß. Befinden sich Sonne, Mond und Erde praktisch in einer Geraden, verdeckt der Mond kurze Zeit die strahlende Sonnenscheibe, entweder partiell oder total (allerhöchstens jedoch 8 Minuten lang). Bei einer totalen Sonnenfinsternis wird die Umgebung der Sonne mit bloßem Auge (man darf niemals direkt in die Sonne schauen) sichtbar: die Chromosphäre, die Korona und Protuberanzen Bei einer partiellen Sonnenfinsternis wird die Sonne nicht ganz verdeckt, und die spektakulären Phänomene der totalen Sonnenfinsternis können nicht beobachtet werden. Wenn sich der Mond nahe seines größtmöglichen Abstandes zur Erde befindet (vgl. Apogäum), wirkt er etwas kleiner als die Sonne und wird von einem Ring der Sonne umrahmt (ringförmige Sonnenfinsternis). Auch dabei kann man die Phänomene der totalen Finsternis nicht beobachten.

Sonnenflecken:

Dunkle Flecken in der Photosphäre der Sonne. Ihre Temperatur liegt bei etwa 4000°C, während in der übrigen Photosphäre 6000°C herrschen, so daß sie nur durch den Kontrast dunkler erscheinen. Für sich allein sind sie noch immer extrem hell. Ein großer Sonnenfleck besteht aus einem dunkleren Kern (Umbra), umgeben von einem helleren Gebiet (Penumbra), das sehr ausgedehnt und unregelmäßig geformt sein kann. Sonnenflecken treten meist in Gruppen auf und sind mit starken Magnetfeldern, Fackeln und solaren Flares verbunden. Das Auftreten der Sonnenflecken ist einem 11 jährigen Zyklus unterworfen. Der Zeitraum ihrer Existenz liegt bei maximal einigen Monaten.

Sonnenparallexe:

Trigonometrische Verschiebung der Sonne gegenüber den Himmelshintergrund, wenn man sie von zwei Punkten aus anvisiert, die 6400km (Erdradius) voneinander entfernt sind. Die Sonnenparallaxe beträgt 8,79 Bogensekunden.

Sonnensystem:

Das System, bestehend aus Sonne, Planeten, Satelliten, Kometen, Asteroiden, Meteroiden sowie interplanetarem Staub und Gas.

Sonnenuhr:

Zeitmesser mit einem geneigten Stab (Gnomon), dessen Schatten auf ein Zifferblatt fällt. Der Stab ist so ausgerichtet, daß er zum Himmelspol zeigt. Eine Sonnenuhr gibt die wahre Sonnenzeit an; um die mittlere Sonnenzeit zu ermitteln, muß der auf der Skala angegebene Wert unter Anwendung der Zeitgleichung korrigiert werden.

Sonnenwind:

Stetiger Teilchenstrom (Protonen, Elektronen und wenige schwere Kerne), der von der Sonne in alle Richtungen ausgeht. Er wurde von Raumsonden entdeckt, von denen viele Instrumente zu seiner Erforschung mit sich tragen. In der Nähe der Erde übersteigt die mittlere Geschwindigkeit des Sonnenwindes 965 km/s. Zur Zeit von Sonnenstürmen ist seine Intensität noch verstärkt.

Sonnenzeit, mittlere:

Bedingt durch die Ellipsenform der Erdbahn und die Neigung der Erdachse läuft die Sonne nicht gleichmässig schnell über den Himmel. Eine Sonnenuhr kann daher bis zu ca. einer viertel Stunde vor bzw nach gehen. Um ein von diesen Effekten unabhängiges Zeitmaß zu schaffen, hat man sich eine fiktive Sonne "ausgedacht", die stets mit der gleichen Geschwindigkeit über den Himmel läuft. Diese fiktive Sonne nennt man mittlere Sonne, und die nach ihr gemessene Zeit nennt man mittlere Sonnenzeit. An einen Ort ist es Mittag mittlerer Sonnenzeit, wenn die mittlere Sonne im Meridian steht.

Sonnenzeit, wahre:

Ortszeit, die sich nach der "wahren" Sonne (d.h. die Sonne, die wir am Himmel sehen können) richtet. Es ist an einem Ort Mittag wahrer Sonnenzeit, wenn die wahre Sonne genau im Meridian steht.

Speckle-Interferometrie:

Eine Methode, um die atmosphärisch bedingte Unschärfe in mit großen Teleskopen gewonnenen Bildern zu korregieren und optimale (beugungsbegrenzte) Bildauflösung zu erhalten. Man verwendet dazu, extrem kurzbelichtete (weniger als 50 Millisekunden) Aufnahmen, die sogenannten Speckle-Bilder. Dadurch wird die Luftunruhe zeitlich eingefroren. In diesen Bildern ist die Objektinformation in verzerrter Form enthalten. Durch Vergleiche mit Speckle-Bildern geeigneter Standardsterne, aus denen die Verzerrung bestimmt wird, erhält man ein beugungsbegrenztes Bild vom Objekt.

Spektralanalyse:

chemische Analyse durch Untersuchung der von Stoffen emittierten oder absorbierten Spektrallinien.

Späte Sterne:

Eine irreführende Bezeichnung für die Spektralklassen K, M, R, N und S. Diese Bezeichnung stammt aus einer Zeit, in der man glaubte, die Sterne würden sich ausgehend von den Spektraltypen O und B (frühe Typen) entlang der Hauptreihe zu Sternen der Typen K, M, R, N und S entwickeln. Obwohl die Wissenschaft diese Vorstellung inzwischen widerlegt hat, wird diese Bezeichnung leider noch beibehalten.

Spektrallinien:

Im Spektrum von leuchtender gasförmiger Materie auftretende schmale Linien, die jeweils ganz bestimmten Wellenlängen entsprechen. Spektrallinien können entweder hell (Emissionslinien) oder als Absorptionslinien dunkel vor dem hellen Hintergrund des alle Wellenlängen umfassenden Kontinuums erscheinen.

Spektraltypen oder Spektralklassen:

Schema zur Klassifikation der Sterne anhand ihres Spektrums. Anfangs wurden die Sterne mit A,B,C,... durchklassifiziert. Als man jedoch später herausfand, daß man es hier mit einer abnehmenden Temperaturreihenfolge zu tun hatte, wurden die Sprktralklassen entsprechend umsortiert und einige doppelt benannte Klassen weggelassen. Übrig blieb dann die Reihenfolge O, B, A, F, G, K, M. Zur genaueren Unterteilung jeder eintelnen Spektralkasse wurden noch Unterklassen von 0 bis 9 eingeführt.

Spektral- typ	Beispiel- stern	Temperatur	Beschreibung
O5	Zeta Pup	44000 K	Absorptionslinien (manchmal auch Emissionslinien) mehrfach ionisierter Atome, besonders des einfach ionisierten Heliums. Balmer-Linien des Wasserstoffs schwach. Wenig Frauenhofer-Linien.
B0	Tau Sco	30000 K	Linien des neutralen Heliums stark, He+ verschwindend, Balmer-Serie mäßig stark.
A0	Wega	9000 K	Balmer-Serie in maximaler Stärke. Linien von Fe+ und Ca+ treten auf, Intensitäten dieser Linien durch die Spektralklasse A hindurch zunehmend.
F0	Gamma Vir	7200 K	Balmer-Serie wird schwächer aber immer noch dominierend. H und K Linien des Ca+ zunehmend. Linien neutraler Metalle treten auf, besonders von Fe. Starke Veränderung des Gesamtanblicks der Spektren gegenüber den Klassen O, B, A wegen Zunahme der Zahl der Linien.
G0	Capella	6000 K	Ca+ stark. Balmer-Serie weiter abnehmend, aber noch mäßig stark. Viele Linien von neutralen Metallen. Linien von CN und CH treten auf. Ähnelt dem Sonnenspektrum.
K0	Arcturus	5000 K	Ca+ in maximaler Stärke Linien von neutralen Metallen und Molekülen sehr stark. Strukturreichtum der Spektren nimmt durch die Spektralklasse hindurch rasch zu.
M0	Beta And	3500 K	Bandenspektrum des TiO vorherrschend. Starke Linien neutraler Elemente, besonders Ca. Balmer-Linien sind sehr schwach.

Anfangs meinte man, die Sterne würden sich entlang der Hauptreihe von den heißen O-Sternen zu kühlen M-Sternen entwickeln. Daher bezeichnet man O- und B-Sterne leider immer noch als "frühe" Typen und M-Sterne als "späte" Typen.

Da die Spektralklassen nichts über die wahre Leuchtkraft eines Sterns aussagen, wurden später noch die sogenannten Leuchtkraftklassen eingeführt und mit römischen Ziffern durchnummeriert. Nach abnehmender Leuchtkraft geordnet lauten die Leuchtkraftklassen:

Leuchtkraftklassen
Ia, Ib	Helle Überriesen
II	Überriesen
III	Riesen
IV	Unterriesen
V	Hauptreihen- oder Zwergsterne
VI	Unterzwerge
VII	Weiße Zwerge

Zur Klassifikation eines Sterns gehört also die Angabe von Spektraltyp und Leuchtkraftklassen. So wird unsere Sonne z.B. als ein G2V-Stern klassifiziert.

Spektroskop:

Instrument zur Analyse des Lichtes von einem Stern oder einem anderen leuchtenden Objekt. Astronomische Spektroskope werden in Verbindung mit Teleskopen verwendet. Ohne sie wäre unser Wissen über die Natur des Universums noch immer sehr rudimentär. Werden die Geräte zur Photographie von Spektren eingerichtet, heißen sie Spektrographen.

Spektroheliograph:

Instrument zur Photographie der Sonne im Licht nur einer spezifischen Wellenlänge. Wenn das Gerät zur visuellen Betrachtung gebraucht wird, heißt es Spektrohelioskop.

Spektrum:

a) Zerlegung eines Schwingungsgemisches in Teilfrequenzen.
b) Die Frequenz- bzw. Wellenlängenfolge einer elektromagnetischen Strahlung, wie sie z.B. beim Durchgang von weißem Licht durch ein Prisma in Form eines Bandes von Spektrallinien entsteht.
c) bei Teilchen die Verteilung von Teilchenenergien (Zahl der Teilchen mit einer bestimmten Energie).

Sphärische Aberration:

Verwischte Erscheinung eines Bildes in einem Teleskop, verursacht dadurch, daß Linse oder Spiegel die auf Rand und Zentrum einfallenden Lichtstrahlen nicht im gleichen Brennpunkt vereinigen. Macht sich die sphärische Aberration bemerkbar, sind Linse oder Spiegel von schlechter Qualität und sollten korrigiert werden.

Spicules:

Flammenartige Strukturen in der Chromosphäre der Sonne mit Durchmessern bis zu 16000km, die zwischen 4-5 Minuten lang auftauchen.

Spin:

Ein fundamentales Merkmal von Elementarteilchen, welches den Rotationszustand des Teilchesn beschreibt. Nach den Gesetzen der Quantenmechanik kann der Spin nur bestimmte Werte annehmen, die ein ganzzahliges oder halbzahliges Vielfaches der Planckschen Konstante betrangen.

Spiralarme:

Typische Strukturelemente bestimmter Galaxien (Spiralgalaxien), deren Physik noch nicht genau bekannt ist, aber vermutlich im wesentlichen von Magnetfeldern bestimmt wird.

Spiralgalaxien:

"Spiralnebel", Typ regulärer Galaxien, in den die Mehrzahl der Sterne und Gasnebel in Form von Spiralarmen angeordnet ist, die meist an gegenüberliegenden Punkten eines nur schwach abgeplatteten Kerns ansetzten.

Spiralnebel:

Veralteter Begriff für eine Spiralgalaxie

S-Sterne:

S-Sterne sind Riesen mit Temperaturen wie die M-Sterne; jedoch zeigen ihre Spektren Absorptionsbanden von Zirkoniumoxid (ZrO), so ähnlich wie die Titanoxid-Banden bei den M-Sternen. Die Überhäufigkeit von Zirkonium und Kohlenstoff sowie von vielen schweren Elementen ist das Ergebnis von konvektiver Durchmischung, die die durch Kernprozesse im Sterninnern entstandenen Elemente an die Oberfläche transportiert. Deshalb zeigen viele S-Sterne Spektrallinien des radioaktiven Elements Technetium.

Starke Wechselwirkung:

Stärkste der vier allgemeinen Klassen von Wechselwirkungen der Elementarteilchen. Sie ist verantwortlich für die Kernkräfte, welche Protonen und Neutronren im Atomkern zusammenhalten.

Staub:

Mikrometer (1/1000 mm) große Partikel von nicht sicher bekannter Zusammensetzung, vermutlich Kohlenstoff, Eisen oder Silikate.

Steady-State-Theorie:

Theorie, nach der das Universum schon immer existiert hat und für immer existieren wird. Diese Theorie wird heute von fast allen Astronomen abgelehnt.

Stern:

Selbstleuchtender gasförmiger Körper. Die Sonne ist ein typischer Stern.

Sternassoziationen:

Lockere Gruppen von gemeinsam entstandenen, physikalisch ähnlichen Sternen, die weiniger kompakt als Sternhaufen sind und sich bevorzugt in den Spiralarmen der Galaxien aufhalten. Man unterscheidet O-Assoziationen (Gruppe junger, heißer O-Sterne), OB-Assoziationen (Gebiete im Weltall, wo immer noch massereiche O- und B-Sterne entstehen), R-Assoziationen (Sterngruppen, die in Reflektionsnebel eingebettet sind) und T-Assoziationen (Assoziationen aus hauptsächlich jungen, massearmen Sternen).

Sternbild:

Gruppe von Sternen, die nach einer historischen Person, einer mythologischen Figur, einem Tier oder einem unbelebten Gegenstand benannt worden ist. Die Namen sind sehr phantasiereich und haben keine wirkliche Bedeutung. Die Sterne eines Sternbildes sind nicht wirklich miteinander verbunden und sind willkürlich zusammengefaßt. Die einzelnen Sterne liegen in unterschiedlichen Entfernungen zur Erde und liegen nur zufällig in etwa der gleichen Richtung im Weltraum. Die Internationale Astronomische Union legt 88 Sternbilder fest.

Sternhaufen:

Ansammlung von Sternen, die physikalisch zusammengehören. Ein offener Haufen kann mehrere hundert Sterne umfassen, normalerweise zusammen mit Gas und Staub; er besitzt keine bestimmte Form. Kugelhaufen enthalten Tausende Sterne und haben eine regelmäßige, kugelsymmetrische Gestalt. Kugelhaufen sind sehr weit entfernt und liegen meist am Rand der Galaxis. Offene Haufen und Kugelhaufen findet man auch in anderen Galaxien. Bewegungssternhaufen sind aus weit auseinander stehenden Sternen aufgebaut, die sich im Weltraum mit gleicher Geschwindigkeit in die gleiche Richtung bewegen (z.B. sind fünf der sieben hellen Sterne des Großen Wagens Mitglieder des gleichen Bewegungssternhaufens).

Sternpopulationen:

Zwei Hauptarten von Sternregionen werden unterschieden: die erste Region, Population 1, enthält einen großen Anteil interstellarer Materie; die hellsten Sterne dieser Population sind sehr heiß und weiß. Man nimmt an, daß sich hier neue Sterne bilden. In Population II sind die hellsten Sterne, die in ihrer Entwicklung weit fortgeschrittenen Roten Riesen. Hier existieren fast keine heißen Blauen Riesen, und auch interstellare Materie ist kaum vorhanden, so daß die Bildung von Sternen aufgehört zu haben scheint. Obwohl es schwierig ist, scharfe Grenzen zu ziehen, kann man doch davon ausgehen, daß die Spiralarme von Spiralgalaxien hauptsächlich zur Population I gehören. Die Spiralzentren wie auch elliptische Galaxien und Kugelhaufen sind eher Population II zuzurechnen.

Sternschnuppe:

siehe Meteor.

Stratosphäre:

Schicht in der Erdatmosphäre oberhalb der Troposphäre; reicht von etwa 11 bis 64 Kilometer Höhe über dem Meeresspiegel.

Stundenkreis:

Großkreis an der Himmelskugel, der durch beide Himmelspole verläuft. Der Null-Stundenkreis entspricht dem Meridian des Beobachters.

Stundenwinkel:

Zeit, die seit dem Meridiandurchgang eines Himmelsobjekts vergangen ist.

Sublimation:

Direkter Übergang eines festen Körpers in den gasförmigen Zustand unter Überspringen des flüssigen Zustandes.

Sun-Grazer:

Kometen, die in ihrem Perihel (sonnennächster Punkt) der Sonne sehr nahe kommen. Alle Sun-Grazer sind sehr helle, langperiodische Kometen.

Supernova:

Gigantischer Ausbruch eines Sterns nach einem Zusammenbruch (Kollaps) durch seine eigene Gravitationskraft. Es gibt zwei Typen Supernovae: eine Supernova vom Typ I zieht die vollkommene Zerstörung des Weißen Zwerges in einem Doppelstern-System nach sich. Typ II einer Supernova entsteht durch den Gravitationskollaps eines sehr massereichen Sterns. Während des Höhepunkts des Helligkeitsausbruchs kann eine Supernova die Leuchtkraft einer ganzen Galaxis übertreffen.

Suprafluidität:

Stoffeigenschaft des flüssigen Heliums. Flüssiges Helium (⁴He) zeigt bei Temperaturen unter 2,17K die Eigenschaft, dass die Wärmeleitfähigkeit unendlich gross und die Viskosität (Zähflüssigkeit) unendlich klein wird.

Synchrotronstrahlung:

Strahlung, die von elektrisch geladenen Elementarteilchen abgestrahlt wird, die sich mit fast Lichtgeschwindigkeit in einem starken Magnetfeld bewegen. Diese Teilchen bewegen sich auf schraubenförmigen Bahnen entlang der magnetischen Feldlinien und senden dabei Strahlung aus. Je höher die Energie der Teilchen, desto kleiner ist die Wellenlänge der Strahlung.

Synodische Periode:

Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Oppositionen eines äußeren Planeten. Bei einem inneren Planeten wird der Begriff für die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Konjunktionen mit der Sonne (innere Planeten können nie in Opposition stehen) verwendet.

Syzygie:

Stellung des Mondes in seiner Umlaufbahn während Neu- oder Vollmond.

Szintillation:

Sternfunkeln, verursacht durch Konvektion und Turbulenzen in der Erdatmosphäre. Die Szintillation eines Sterns ist um so höher, je näher dieser am Horizont steht, weil das Sternenlicht dort einen langen Weg durch die Erdatmosphäre zurücklegen muß. Ein Planet, der als kleine Scheibe und nicht als Punkt am Himmel erscheint, funkelt in der Regel wesentlich weniger als ein Stern.

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