• Physikalische Größen sind das Produkt aus einer Maßzahl und einer Maßeinheit.
• Die SI-Einheit des Drucks ist \(\left[ p \right] = 1\,\rm{Pa}\).
• Häufig werden Drücke in der Einheit \(\rm{bar}\) angegeben. Dabei gilt: \(1\,\rm{bar}=100000\,\rm{Pa}=10^5\,\rm{Pa}\).

• Hydraulische Systeme sind Kraftwandler und übertragen Kräfte mit Hilfe von Flüssigkeiten.
• Die Verstärkung einer Kraft \(F\) wird bestimmt durch das Verhältnis der Flächen von Druckkolben zu Hubkolben \(\frac{A_2}{A_1}\).
• Der Druck \(p\) in hydraulischen Systemen ist mit bis zu \(200\,\rm{bar}\) sehr groß.

• Wird einem System (von außen) Energie zugeführt, so sagen wir in der Physik "An dem System wird Arbeit verrichtet". Den Betrag \(\Delta E\), um den sich die Energie des Systems dabei vergrößert, bezeichen wir in der Physik als "die Arbeit \(W\), die an dem System verrichtet wird".
• Gibt ein System (nach außen) Energie ab, so sagen wir in der Physik "Das System verrichtet Arbeit". Den Betrag \(\Delta E\), um den sich die Energie des Systems dabei verkleinert, bezeichen wir in der Physik als "die Arbeit \(W\), die das System verrichtet". Bei konkreten Rechnungen setzen wir in diesem Fall die Arbeit \(W\) und die Energieänderung \(\Delta E\) negativ.
• Allgemein gilt in der Mechanik für die Arbeit \(W=\Delta E=E_{\rm{nachher}}-E_{\rm{vorher}}\). Damit gilt: Wird an einem System gearbeitet, dann ist die Arbeit \(W\) und die Energieänderung \(\Delta E\) positiv. Verrichtet ein System dagegen Arbeit, dann dann ist die Arbeit \(W\) und die Energieänderung \(\Delta E\) negativ.
• Wichtige Typen der Arbeit sind: Hubarbeit, Beschleunigungsarbeit, Spannarbeit und Reibungsarbeit.

• Sowohl Joule, als auch Kilowattstunden und Kilocalorien sind Einheiten für die Energie.
• Es ist \(1\,\rm{kWh} = 3{,}6\cdot 10^6\,\rm{J}\) und \(1\,\rm{kcal} = 4{,}186\cdot 10^3\,\rm{J}\).
• Pferdestärken sind eine Einheit für die Leistung und es gilt \(1\,\rm{PS} = 0{,}735\,\rm{kW}\).

• Der Abstand eines Sternes von der Erde hat Einfluss auf seine beobachtete Helligkeit.
• Die absolute Helligkeit \(M\) gibt an, wie hell ein Stern im Normabstand von \(10\,\rm{pc}\) erscheinen würde.
• Der Entfernungsmodul gibt die Differenz von relativer und absoluter Helligkeit an: \(m - M = 5 \cdot \lg \left( {\frac{r}{{10\,\rm{pc}}}} \right)\)

• Der Mittelwert für die Solarkonstante \({S_0}\) bzw. \({E_0}\)  ist \({S_0} =E_0=1361\,\frac{{\rm{W}}}{{{{\rm{m}}^2}}}\).
• Die Strahlungsleistung der Sonne beträgt etwa \(L=3{,}84\cdot 10^{26}\,\rm{W}\).

• Beim angeregten Federpendel muss die äußere Kraft \(F_{\rm{A}}\) im Kraftansatz berücksichtigt werden.

• Man kann den Ort und den Impuls von Quantenobjekten gleichzeitig nicht beliebig genau bestimmen.
• Das Produkt aus Orts- und Impulsunbestimmtheit kann nicht beliebig klein werden. Es gilt \(\Delta x \cdot \Delta {p_x} \ge \frac{h}{{4\pi }}\)
• Damit sind auch klassische Bahnvorstellungen von Teilchen nicht mehr möglich.

• Mittels Spektralanalyse erhält man das charakteristische Spektrum eines Sterns.
• Aus Eigenschaften des Spektrums (Strahlungsmaximum, Absorptionslinien) kann man Rückschlüsse auf Eigenschaften des Sterns (z.B. die Oberflächentemperatur) ziehen.
• Zur Klassifizierung werden sog. Spektralklassen genutzt. Die sieben Grundtypen werden mit O, B, A, F, G, K und M bezeichnet.

• Stehende Wellen können bei Überlagerung von zwei Wellen gleicher Frequenz und gleicher Amplitude entstehen.
• Bei stehenden Wellen bilden sich Knoten (keine Auslenkung) und Bäuche (maximale Auslenkung im Vergleich zur Umgebung) aus.
• Der Abstand zwischen zwei Knoten bzw. Bäuchen beträgt \(\frac{\lambda}{2}\) der sich überlagernden Wellen.

• Die Wellenfunktion beschreibt die Auslenkung eines von der Welle erfassten Teilchens in \(y\)-Richtung an einem beliebigen Ort \(x\) zu einem beliebigen Zeitpunkt \(t\).
• Die Wellenfunktion für eine in positive \(x\)-Richtung laufende Welle lautet \(y(x;t) = \hat y \cdot \sin \left( {2\,\pi  \cdot \left( {\frac{t}{T} - \frac{x}{\lambda }} \right)} \right)\)

• Wenn zwei Kräfte an einem Punkt angreifen, dann kann man zeichnerisch die sogenannte Gesamtkraft \(\vec F_{\rm{res}}\) bestimmen. Diese Gesamtkraft hat die gleiche Wirkung auf den Körper hat wie die beiden Einzelkräfte zusammen. 
• Der zweite Kraftvektor wird so parallel verschoben, dass sein Fußpunkt an der Spitze des ersten Kraftvektors zu liegen kommt.
• Der Vektor der Gesamtkraft beginnt beim Fußpunkt des ersten Kraftvektors und endet an der Spitze des zweiten Kraftvektors.

• Zur eindeutigen Bestimmung des Kräfteparallelogramms müssen z.B. die resultierende Kraft und die Richtungen beider Teilkräfte bekannt sein.
• Weg 1: Zeichnen zweier Geraden, die zu den vorgegebenen Richtungen parallel sind und durch die Pfeilspitze des gegebenen Kraftvektors gehen.
• Weg 2: Parallelverschiebung eines Kraftvektors entlang des anderen Kraftvektors.

• Die Neigung der Erdachse sorgt für die Jahreszeiten
• Im Sommer fällt das Sonnenlicht mittags steiler auf die Erdoberfläche, im Winter flacher
• Einstrahlwinkel und Tageslängen beeinflussen die Erwärmung

• Die Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht.
• Den Bahnpunkt mit dem geringsten Abstand zur Sonne bezeichnet man als Perihel, den Bahnpunkt mit dem größten Abstand zur Sonne als Aphel.
• Die Erdbahn hat nur eine sehr geringe Exzentrizität.

• Die Quadrate (zweite Potenzen) der Umlaufzeiten zweier Planeten um das gleiche Zentralgestirn verhalten sich wie die Kuben (dritte Potenzen) der großen Bahnhalbachsen.
• Für alle Planeten, die um das gleiche Zentralgestirn kreisen, haben die Quotienten aus dem Quadrat der Umlaufzeit und der dritten Potenz der großen Bahnhalbachse den selben Wert \(C\). Dabei muss die Masse des Zentralgestirns deutlich größer sein, als die Masse der umlaufenden Körper.

• Aus den Umlaufzeiten zweier Planeten und der großen Halbachse eines Planeten, kann die Halbachse des anderer Planeten berechnet werden.
• Dabei gilt \(a_{2}=a_{1} \cdot \sqrt[3]{\frac{{T_2}^2}{{T_1}^2}}\)

• In der Konjunktion befindet sich ein Planet, wenn er sich von der Erde aus gesehen an der gleichen Stelle des Himmels befindet wie die Sonne.
• Die siderische Umlaufzeit eines Planeten ist die Zeitspanne, die der Planet für einen vollen Umlauf vor dem Sternenhintergrund benötigt.
• Die synodische Umlaufzeit eines Planeten ist die Zeitspanne, die der Planet von (oberen) Konjunktionsstellung zur nächsten benötigt.

• Aufgrund der von ihre ausgehenden Strahlung verliert die Sonne pro Sekunde eine Masse von \(M=4{,}28\cdot 10^{9}\,\rm{kg}\).
• Im Inneren der Sonne findet Kernfusion statt, nur so lässt sich ihre Lebensdauer erklären.

• Ein von der Sonne zum Planeten gezogener Fahrstrahl überstreicht in gleichen Zeiten gleich große Flächen.
• Die Geschwindigkeit eines Planeten ändert sich auf seiner Bahn um die Sonne: im Perihel ist er am schnellsten, im Aphel am langsamsten.

• An einer Rolle herrscht Kräftegleichgewicht, wenn die beiden Seilkräfte \(F\) links und rechts gleich groß sind und die den Seilkräften entgegengerichtete Kraft auf die Rollenachse \(2\cdot F\) beträgt.
• Durch den Einsatz einer losen Rolle halbiert sich die notwendige Zugkraft \(F\) und eine Last mit der Gewichtskraft \(F_g\) anzuheben, dafür muss du das Seil doppelt so lange ziehen.
• Du kannst lose und feste Rollen zu einem Flaschenzug kombinieren.

• Als Hebel bezeichnet man einen starren Körper, der um eine feste Drehachse gedreht werden kann, z.B. eine Wippe. 
• Ein zweiseitiger Hebel ist im Gleichgewicht, wenn die Produkte aus Kraft \(F\) und Hebelarm \(a\) auf beiden Seiten der Drehachse gleich groß ist: \(F_{\rm{l}}\cdot a_{\rm{l}}=F_{\rm{r}}\cdot a_{\rm{r}}\)
• Allgemein ist der Hebelarm \(a\) bestimmt durch den Abstand zwischen Drehachse \(\rm{D}\) und der Wirkungslinie der Kraft \(F\).

Sonne, Mond und Sterne - die Astronomie beschäftigt sich mit dem Weltraum, Himmelskörpern und deren Eigenschaften. Neben scheinbar unendlichen Weiten und allerlei spektakulären Phänomen wie schwarzen Löchern hält das All für PhysikerInnen einige Überraschungen bereit.
Hier erhältst du einen Überblick, über die wichtigsten Objekte im Weltall und ihre Besonderheiten.

• Energie kann in unterschiedlichen Formen vorliegen.

• Bei einer periodischen Bewegung hat ein Körper nach einer Periodendauer \(T\) wieder den gleichen Bewegungszustand.
• Für die Frequenz einer periodischen Bewegung gilt \(f=\frac{1}{T}\).
• Die Amplitude einer Schwingung ist der Betrag des Maximalwerts der Auslenkung aus der Ruhelage.

• Nahe Fixsterne scheinen im Laufe eines Jahres bei der Beobachtung von der Erde aus vor dem weit entfernten Sternenhintergrund etwas zu wandern.
• Ursache dafür ist, dass sich die Erde im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne bewegt.
• Mithilfe der beobachteten jährlichen Parallaxe \(p\) kann die Entfernung relativ naher Sterne (mit einfachen Teleskopen vom Erdboden bis ca. \(100 \rm{pc} = 326\,\rm{Lj}\)) berechnet werden. Mit speziellen Raumsonden (z.B. Gaia) erhöht sich die Reichweite erheblich.

• Aktuell befindet sich die Sonne im Hauptreihenstadium und ist ein Gelber Zwerg.
• Durch die Ständige Kernfusion im Inneren wandert die Sonne entlang der Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm.
• In etwa 6 Milliarden Jahren wird die Sonne dann zu einem Roten Riesen bis sie schließlich als Weißer Zwerg endet.

• Das Universum als Ganzes dehnt sich gegenwärtig aus.
• Dabei besteht ein Zusammenhang zwischen der Entfernung der Galaxien voneinander und ihrer "Fluchtgeschwindigkeit" voneinander.
• Bei der Ausdehnung gibt es keinen ausgezeichneten Punkt, keinen Mittelpunkt.

• Der Kern der Sonne stellt einen Fusionsreaktor dar, der letztendlich für die abgestrahlte Energie verantwortlich ist.
•  Im Inneren der Sonne wird die Energie zunächst durch Strahlung (Strahlenzone), dann durch Konvektion (Konvektionszone) transportiert.
• In der Photosphäre entsteht der kontinuierliche Teil der Sonnenstrahlung.

• Zentrale Größen zur Beschreibung einer Welle sind ihre Amplitude \(\hat{y}\), ihre Schwingungsdauer \(T\), ihre Frequenz \(f\) und ihre Phasen- bzw. Ausbreitungsgeschwindigkeit \(c\).
• Dabei gilt der Zusammenhang \(\lambda  = c \cdot T = \frac{c}{f}\)