• Im Raum um eine Masse herrscht ein Gravitationsfeld. Dieses Gravitationsfeld übertragt die Kraftwirkung dieser Masse auf andere Massen.
• Als Gravitationsfeldstärke definieren wir den Quotienten aus der Gravitationskraft \({\vec F_{\rm{G}}}\) auf einen Probekörper und der Masse \(m\) des Probekörpers: \(\vec g = \frac{{{{\vec F}_{\rm{G}}}}}{m}\).
• Der Betrag \(g\) der Gravitationsfeldstärke im Raum um eine punktförmige Masse ist proportional zu deren Masse \(M\) und umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstands \(r\) zur Masse \(M\) (radiales Gravitationsfeld): \(g = G \cdot \frac{M}{{{r^2}}}\) mit der Gravitationskonstante \(G = 6{,}673 \cdot {10^{ - 11}}\,\frac{{{{\rm{m}}^3}}}{{{\rm{kg}} \cdot {{\rm{s}}^2}}}\).
• Der Betrag \(g\) der Gravitationsfeldstärke an der Erdoberfläche ist konstant (homogenes Gravitationsfeld). Wir nutzen den Wert \(g = 9{,}81\frac{{\rm{N}}}{{{\rm{kg}}}}\).

• Wechselwirkungskräfte und Kräftegleichgewicht dürfen nicht verwechselt werden.
• Wechselwirkungskräfte greifen immer an zwei unterschiedlichen Körpern an, Kräfte im Gleichgewicht an einem einzigen Körper.
• Wechselwirkungskräfte treten immer auf, ein Kräftegleichgewicht kann nur vorliegen, muss aber nicht.

• Ein allgemeines Kennzeichen für mechanische Schwingungen ist das periodische Hin- und Herpendeln zwischen zwei Energieformen.
• Bei ungedämpften mechanischen Schwingungen ist die Summe der Energien, die in den beiden Energieformen vorliegen, zeitlich konstant.

Mit Hilfe der drei kosmischen Geschwindigkeiten kann man abschätzen, welche Endgeschwindigkeiten Raketen besitzen müssen, um

• einen Satelliten in eine stabile Umlaufbahn zu bringen
• Menschen zu anderen Himmelskörpern zu befördern
• mit einer Sonde unser Sonnensystem verlassen zu können.

• Man unterscheidet in der Physik zwischen fundamentalen und abgeleiteten Kräften.
• Fundamentale Kräfte sind z.B. die Gravitationskraft und die elektrische Kraft.
• Abgeleitete Kräfte sind z.B. die Federkraft, die Reibungskraft und die Auftriebskraft.

• 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.

• Gas-, Staub- und Molekülwolken an den Rändern der Spiralarme der Galaxis sind Gebiete der Sternentstehung, da hier interstellare Masse konzentriert ist.
• Das JEANS-Kriterium besagt, dass eine Gaswolke kollabiert und ein Stern entstehen kann, wenn ihre Masse größer als die JEANS-Masse ist.

• Massereiche Sterne der Hauptreihe kollabieren unter ihrer eigenen Gravitation, wenn im Kern kein Energiegewinn mittels Fusion mehr möglich ist.
• Neutronensterne besitzen kleine Radien von etwas \(10\) bis \(13\,\rm{km}\) und eine extrem hohe Dichte.
• Schnell rotierende Neutronensterne können gerichtete Radiostrahlung aussenden, die bei günstiger geometrischer Lage auf der Erde detektiert werden können. Solche Sterne nennt man Pulsare.

• Das von der Sonne kommende Licht ähnelt dem Spektrum eines schwarzen Körpers.
• Das Maximum der Strahlung liegt bei etwa \(550\,\rm{nm}\), also im Bereich von blau-grünem Licht.
• Im Sonnenspektrum zeigen sich viele Absorptionslinien (FRAUNHOFER-Linien), die Rückschlüsse z.B. auf die Zusammensetzung unsere Atmosphäre ermöglichen.