Blog-Layout

Sternbild Perseus

Der Perseus

Verbindungen des Sternbildes zu Sagen der Antike

Wie Hercules und Orion, so sind auch die Sterne des Perseus in alten Kulturen als Abbilder von Helden oder Göttern interpretiert worden. Die Ägypter sahen in diesen Sternen ihren Gott Khem, während die Perser Mithra erkannten; die Beobachter mit Kenntnis der Bibel sahen in dieser Gruppe auch den David mit dem Kopf Goliaths in der Hand, oder den Heiligen Georg, der den Drachen erschlägt. Der heutige Name Perseus kommt aus dem klassischen Griechenland, in dem die Konstellation auch als "der Champion", "der Retter", oder auch manchmal als "der Pferdeführer" bezeichnet wurde.

Perseus war in der griechischen Mythologie einer der großen Helden, der Urgroßvater von Hercules und der Urvater der Perser. Wie viele anderer Helden dieser Zeit war auch Perseus von göttlicher Herkunft. Seine Mutter Danae wurde von Zeus in der Form eines goldenen Regens besucht. Es gab eine Prophezeiung, dass der Sohn von Danae seinen Großvater, König Acrisius von Argos, erschlagen würde. So wurden also Perseus und seine Mutter in einem Holzkasten eingesperrt und dieser in die See geworfen. Die Holzkiste schwamm allerdings sicher zur Insel Seriphus, wo sie von dem Fischer Dictys gefunden wurde, der Vater oder Bruder des Königs dieser Insel war. Hier erlebte Perseus seine Kindheit und Jugend und erfüllter später die Prophezeiung.

Auf Anfrage des Königs dieser Insel, Polydectes, unternahm Perseus seine berühmteste Expedition: er kämpfte gegen die furchterregende Medusa, eine der drei Gorgonen, deren Anblick Männer zu Stein verwandelte. Mit der Hilfe von Athene und Hermes, die ihn mit geflügelten Sandalen, Schwert und einem Helm versahen, der unsichtbar macht, fand Perseus seinen Weg in die Welt der Gorgonen am entgegengesetzten Ende des Ozeans. In der Nähe der Insel der Hesperiden erschlug er das Monster, indem er ihr Spiegelbild in seinem polierten Schild betrachtete. Andere traditionelle Geschichten plazieren die Geschichte in die Nähe von Tartessus, an der Küste von Spanien westlich von Gibraltar, in der Nähe des modernen Cadiz. Es war auf dem Rückweg von diesen Abenteuern, dass Perseus die Prinzessin Andromeda an einen Felsen gekettet fand. Hier, an der äthiopischen Küste, sollte sie dem Seemonster Cetus geopfert werden, das von dem Seegott ausgesandt wurde, um das Königreich zu bestrafen.

Perseus rettete Andromeda, er erschlug das Monster und empfahl der Königin Cassiopeia, ihr Land in Zukunft besser zu führen. Perseus ging zurück an den Hof von Polydectis, wo er den König und seine Anhänger in Stein verwandelte, indem er ihnen den Kopf der Medusa zeigte. Dictys wurde König der Insel und der Kopf der Medusa wurde der Athene geschenkt, die ihn in die Mitte ihres Schildes setzte.

Nach einer anderen Geschichte erlöste Perseus auch den Titanen Atlas von seiner anstrengenden Aufgabe, den Himmel zu stützen. Er zeigte dem Riesen den Kopf der Medusa, wandelte ihn in Stein (die Atlas Berge im Südwesten von Marokko). Später, während der Begräbnisfeiern für den König von Larissa, erfüllte Perseus die Prophezeiung, die bei seiner Geburt ausgesprochen wurde und tötete Acrisius unabsichtlich mit einem Diskus.

Viele der Figuren aus dieser Legende erscheinen als Sternbildern am Himmel. Perseus selbst, Andromeda, Cetus der Wal, die Königin Cassiopeia und der König Cepheus. Perseus ist eins der größeren Sternbilder, es reicht von der Cassiopeia fast bis zu den Pleijaden im Stier. Er erscheint stehend, den Kopf der Medusa mit einem Arm hochhaltend, in der anderen Hand sein Schwert. In dieser Stellung wird er auch häufig in anderen Kunstwerken abgebildet, z.B. in der Statue von Benvenuto Cellini, die er nach neun Jahren Arbeit 1554 fertigstellte und die nun in Florenz zu sehen ist. Eine ähnliche Figur von Antonio Canova aus dem Jahre 1806 ist einer der Schätze des Metropolitan Museum of Art in New York.

Helle Sterne

Mirfak, Alpha (α) Persei ist ein Riesenstern mit einer Leuchtkraft von über 4000 Sonnen. Die berechnete Entfernung ist etwa 510 Lichtjahre und die absolute Helligkeit etwa -4,4M. Einige Beobachter beschreiben die Farbe als lila, den meisten modernen Beobachtern erscheint der Stern allerdings weiß oder leicht gelblich. Der Stern zeigt eine jährliche Eigenbewegung von 0,04" und die Radialgeschwindigkeit ist etwa 1,5 km pro Sekunde auf uns zu. Es wurden leichte Verschiebungen der Spektrallinien mit einer Periode von 4 Tagen beobachtet, möglicherweise ist der Stern ein Doppelsystem mit einem engen Begleiter. Allerdings lässt die kurze Periode eher auf leichte Pulsationen eines einzigen Sterns schließen.

In einem kleinen Fernrohr oder Fernglas sieht man in der Nähe dieses hellen Sterns eine Gruppe von Sternen, die einen schöneren Anblick bieten. Heckmann und Lubeck zeigten 1958, das diese Gruppe tatsächlich zusammengehört und mindestens 124 Mitglieder enthält. Andere Beobachter erstellten ein Farben-Helligkeits-Diagramm dieser Gruppe. Mit der Ausnahme von Alpha zeigt der offene Sternhaufen eine gut entwickelte Hauptreihe. Die Mitglieder verteilen sich zwischen dem blauen Ende B3 mit einer absoluten Helligkeit von -1,0M bis hinunter zu G3 mit einer absoluten Helligkeit von + 4,6M. Der Haufen liegt etwa 175 pc (560 Lj.) entfernt und bewegt sich mit 16 km pro Sekunde in Richtung Stier, Positionswinkel etwa 140°. Bei der derzeitigen Geschwindigkeit braucht der Haufen aber etwa 90.000 Jahre um seine Position am Himmel um ein Grad (doppelter Vollmonddurchmesser) zu verändern.

Der Stern Beta (β) Persei trägt den Namen Algol und ist einer der bekanntesten unter den Bedeckungs-veränderlichen. Seine scheinbare Helligkeit ist 2,05m, das Spektrum B7 V. Der Name Algol bedeutet "Dämonen-Stern" und leitet sich aus dem Arabischen Al Ra’s al Ghul ab. Algol steht an der Stelle des Medusen-Kopfes, den Perseus in der Hand hält.

In der griechischen und römischen Legende war Medusa die berühmteste der drei Gorgonen, der schlangenhaarigen Schwestern, deren Anblick versteinerte. Diese Legende der Gorgonen ist recht alt, man findet wie sie schon im 2. Buch der Odyssee erwähnt, die zwischen dem 9. und 6. Jahrhundert vor Christus geschrieben wurde.

Algol ist wohl der berühmteste der bedeckungsveränderlichen Sterne am Himmel und sein Namen läßt vermuten, dass schon die Araber des Mittelalters diese Eigenschaft kannten. Die erste gesicherte Aussage dazu kam von dem italienischen Astronomen Geminiano Montanari (1633–87) aus Bologna im Jahre 1667. Obwohl Maraldi und Palitzsch den gelegentlichen Lichtwechsel des Sternes bestätigten wurde die periodische Wiederkehr erst 1782 von John Goodricke beschrieben. Er erklärte dieses gleichmäßige Abnehmen durch einen dunklen Begleiter, der den hellen Sternen verdeckt. So wurden die Astronomen auf die Gruppe der bedeckungsveränderlichen Sterne aufmerksam.

Diese Theorie wurde allgemein akzeptiert, blieb jedoch eine der Hypothesen bis Vogel in Potsdam 1889 durch die spektroskopische Beobachtung den Nachweis eines Doppelsternsystems erbrachte. Algol ist für Amateurbeobachtungen sehr gut geeignet, da sein Lichtwechsel ohne jede optische Hilfe beobachtet werden kann. Der Stern ist normalerweise 2,1 mag hell, die Helligkeit schwächt sich auf 3,4 mag ab, um dann langsam wieder anzusteigen. Die komplette Bedeckung dauert etwa 10 h, die exakte Periode zwischen zwei Minima ist 2 Tage, 20 Stunden, 48 Minuten und 56 Sekunden.

Mit etwa 93 Lichtjahren Entfernung ist Algol einer der nächsten Bedeckungsveränderlichen und einer der am besten untersuchten. Eine der Schwierigkeiten ist allerdings der lichtschwächere Begleiter, er verschwindet im Glanz des hellen Sterns und konnte bisher nur spektroskopisch nachgewiesen werden.

Der Hauptstern ist ein weißer B7 Hauptreihenstern mit der 100-fachen Sonnenleuchtkraft und einem Durchmesser von etwa 4,6 Millionen km. Die Masse des Sternes ist nicht genau bestimmt, liegt aber wahrscheinlich bei dem 3,6-fachen der Sonne. Der "dunkle" Begleiter erscheint nur im direkten Vergleich dunkel, tatsächlich ist er dreimal heller als die Sonne und der Durchmesser liegt bei etwa 4,5 Millionen km. Von der berechneten Größe und Leuchtkraft leitet sich ein später G oder früher K Spektraltyp ab. Die Masse ist unbekannt, wahrscheinlich liegt sie aber im Bereich von 70% der Sonnenmasse.

Der Orbit der beiden Sterne ist durch spektroskopische Untersuchungen gut bestimmt. Der größere Stern ist etwa 1,6 Millionen km vom Massenzentrum des Systems entfernt, der schwächere Stern befindet sich 6,5 Millionen km vom Hauptstern entfernt. Die Umlaufbahn ist leicht exzentrisch und erscheint unter einer Inklination von 82°. Während der Hauptbedeckung sind etwa 79% des helleren Sterns verdeckt. Ein leichtes Sekundärminimum zwischen den Bedeckung kann festgestellt werden. Es entsteht, wenn der schwächere Stern teilweise durch den helleren verdeckt wird.

Tabelle 1 (nach Hill, Barnes, Hutchings und Pierce)

Tabelle 2 (nach Meltzer)

Neuere Daten können bei de.wikipedia.org gefunden werden.


Der Unterschied in den abgeleiteten Massen entsteht hauptsächlich durch die ungenaue Entfernungsmessung. Die Parallaxen variieren von 0,03" bis 0,041"; daraus resultiert eine Entfernung zwischen 101und 79 Lichtjahren (aktuell: 90 Lj.). Algol zeigt eine sehr geringe Eigenbewegung, die Radialgeschwindigkeit liegt bei etwa 4 km pro Sekunde von uns weg.


Andere interessantere Fakten können durch Betrachtung der Lichtkurve abgeleitet werden. Es fällt auf, das die Lichtkurve im Maximum nicht gleichmäßig ist, sondern langsam ansteigt um kurz vor der 2. Bedeckung das Maximum zu erreichen. Dies kann dadurch erklärt werden, dass der Begleiter das Licht des helleren reflektiert und dabei mondähnliche Phasen zeigt. Die Vollmondphase ist erreicht kurz bevor die Bedeckung stattfindet. Dann steht der Begleiter hinter dem Hauptstern und zeigt uns seine voll beleuchtete Seite. Da dieser Moment kurz vor und nach der 2. Bedeckung stattfindet erreicht uns hier die größte Lichtmenge. Eine genauere Untersuchung dieses Effekts es zeigt, dass die beleuchtete Seite des Begleiters etwa 1,7 mal heller sein muss als die unbeleuchtete.





Ein weiterer Effekt, genannt Randverdunkelung, beeinflußt ebenfalls die Form der Lichtkurve. Die Randverdunkelung ist ein Effekt, der durch die scheinbar größere Dicke der Sternenatmosphäre am Rand der Scheibe auftritt. Dies führt dazu, dass die Scheibe von jedem Stern in der Mitte heller erscheint als am Rand. Da der Rand des Sternes während einer Bedeckung zuerst verdeckt wird, ist der Lichtverlust hier noch nicht sehr groß, steigt aber rapide an, wenn die Mitte der sichtbaren Scheibe verdeckt wird.


Bereits im Jahre 1869 wurde festgestellt, dass das Algolsystem kein einfaches Doppelsternsystem ist sondern noch einen dritten Stern enthält. Dieser dritte Stern, genannt "Algol C", wurde spektroskopisch nachgewiesen und hat die Eigenschaften eines Sterns der Spektralklassen K. Er scheint etwas heller zu sein als unsere Sonne und ist deutlich heller als der dunkle Stern des sich bedeckenden Paares. Algol C umläuft das Paar in 1,866 Jahren (681 Tage) in einem Abstand von etwa 400 Millionen km. Dieser Stern scheint nicht in derselben Ebene wie das Doppelsternpaar zu stehen, eine Untersuchung aus dem Jahre 1951 ergab eine Inklination von 63°. Eine 4. Komponente wurde vermutet, bisher konnten diese Überlegungen jedoch nicht bewiesen werden.


Epsilon (ε) Pegasi steht etwa 8° östlich von Algol. Er ist ein Riesenstern der Helligkeit 2,9m vom Spektraltyp B, etwa 6700 mal so leuchtkräftig wie unsere Sonne. Er liegt bei einer berechneten Entfernung von etwa 640 Lichtjahren und zeigt nur eine geringe Eigenbewegung.


Im kleinen Teleskop erscheint der Stern als doppelt mit einem Begleiter der Größe 8 in etwa 9 Bogensekunden Entfernung. Webb nennt die Farben grünlich beziehungsweise blau-weiß. Der Spektraltyp des schwächeren Sterns ist B8. Dieses Paar zeigt zwar eine gemeinsame Bewegung, es hat aber weder im Abstand noch im Positionswinkel Veränderungen gegeben seit den ersten Messungen von F.G.W. Struve im Jahr 1832.


Obwohl der Stern etwa 10° von der Gruppe um Alpha Persei entfernt liegt, so zeigt er doch die gleiche Raumbewegung und gehört möglicherweise als außenstehendes Mitglied zu dieser Gruppe.


Zeta (ζ) Persei, Atik, markiert den Fuß des Perseus. Es ist der Stern etwa 8° nördlich der Plejaden. Bei ihm handelt es sich um einen der leuchtkräftigsten Sterne im Perseus, seine absolute Helligkeit ist -4,7M. Bei der Entfernung von 1080 Lichtjahren bedeutet das etwa 6300-fache Sonnenleuchtkraft. Im kleinen Fernrohr erkennt man einige Sterne in seiner Nähe, sie gehören zu einer Assoziation namens ‘II Persei’, einer sich ausdehnenden Gruppe von jungen Sternen der Spektraltypen O und B.




Gemessen an astronomischen Zeiträumen muß diese Gruppe sehr jung sein. Rechnet man ihre Raumbewegung zurück, so befanden sie sich vor nicht viel mehr als einer Million Jahren an demselben Ort. Zu dieser Gruppe gehören auch Omicron Per, Xi Per, 40 und 42 Per, der Doppelstern 448 und 15 weitere Sterne heller als 6 mag. Xi (ξ) Persei, Menkib, steht knapp südlich des California-Nebels und regt diesen zum Leuchten an.




Doppelsterne

Das Doppelsternsystem Gamma (γ) Pegasi hat die Spektralklassen G8 und A3. Das System wird auf manchen Karten mit Algenib bezeichnet, dieser Name wird allerdings meist für Alpha Persei und Gamma Pegasi angegeben. Die aus der Helligkeit abgeleitete Entfernung ist um 150 Lichtjahre, die aus der Parallaxe abgeleitete Entfernung weist allerdings auf eine fast doppelt so große hin (aktueller Wert: 240 Lj.). Die absolute Helligkeit aus der Spektralklassen ergibt sich zu -1,4M, die Eigenbewegung ist < 0,01" und die Radialgeschwindigkeit ist ungefähr 1,5 km pro Sekunde von uns weg.


Gamma Persei ist ein sehr enger Doppelstern mit einer Periode von 14,647 Jahren. Der Orbit wurde zuerst spektroskopisch vermessen, das Paar kann nur in sehr großen Fernrohren getrennt gesehen werden, wenn der Abstand sein größtes Maß erreicht hat. Der Orbit ist eine starke Ellipse, die wir fast genau von der Kante sehen. Der wahre Abstand der beiden Sterne variiert zwischen 3 und 20 astronomischen Einheiten. McLaughlin fand in seiner Untersuchung des Systems die folgenden Werte:




Variable Sterne

siehe Algol, Beta (β) Persei.



Die Nova GK im Perseus wurde zum ersten Mal am 21. Februar 1901 von dem Amateurastronomen Andeson in Edinburgh beobachtet. Zu dieser Zeit war der Stern 2. Größe, die Helligkeit wuchs aber innerhalb der nächsten zwei Tage auf 0,2m an. Dieser neue Stern begann anschließend sofort wieder dunkler zu werden und hatte nach den ersten drei Wochen nur noch eine Helligkeit von 4m. Dann begann die Helligkeit in einem Rhythmus von etwa 4 Tagen mit einer Amplitude von 1,5 Größenklassen zu schwanken. Vier Monate nach dem Ausbruch hatte der Stern die 6. Größe erreicht und verschwand damit aus dem Bereich der mit bloßem Auge sichtbaren Sterne.


Fotos, die vor diesem Ereignis von der Region gemacht wurden, zeigten an der Stelle einen Stern 13. Größe. Im Maximum war dieser 200.000 mal leuchtkräftiger geworden als unsere Sonne, ein Anstieg um über 13 Größenklassen in nur wenigen Tagen. Die berechnete Entfernung für diesen Stern ist 1300 Lichtjahre, woraus sich eine absolute Helligkeit von -8,4M im Maximum ableiten lässt.


Ein paar Monate nach dem Erscheinen zeigten Fotos von dieser Gegend ein erleuchtetes Gebiet um den Stern herum. Dieser Nebel wurde möglicherweise zuerst von Dr. Wolf in Heidelberg im Frühling 1901 entdeckt. Nachfolgende Aufnahmen zeigten, dass dieser Nebel mit der erstaunlichen Rate von zwei Bogensekunden pro Tag wuchs; einer Ausdehnung, die bei der berechneten Entfernung eine Geschwindigkeit von der des Lichts hatte. Offensichtlich wurde hier nicht die Ausdehnung von Gas beobachtet sondern das Licht, das anfing, einen schon vorhandenen Nebel zu beleuchten. Solch ein "Lichtecho" war in diesem Fall ein ziemlich einmaliges Ereignis.

 

Fast 15 Jahre nach dem ersten Ausbruch wurde der eigentliche Nebel um die Nova herum sichtbar. Die Abbildung zeigt seine Erscheinung im Jahr 1949, wie sie von dem 5 m Teleskop auf dem Mt. Palomar aufgenommen wurde. Dieser Nebel ist Teil der äußeren Gasschichten, die von dem Stern während Explosionen abgestoßen wurden und sich mit einer Geschwindigkeit von 1200 Kilometern pro Sekunde ausdehnen. Die Existenz war schon vorher aus spektroskopischen Beobachtungen bekannt. Ähnlichen Schalen waren schon um die Nova Aquilae 1918 und um die Nova Herculis 1933 beobachtet worden. Sie ähneln planetarischen Nebeln, sind aber verglichen mit diesen ein sehr kurzfristiges Phänomen, das nach einigen Jahren wieder verschwindet.


Die Nova GK Persei zeigt immer noch die stärksten Lichtschwankungen einer bekannten Nova. Normalerweise ist dieses Objekt immer noch ein Stern 13. Größe, kann aber nach 400 bis 1200 Tagen durchaus auf Größe 11 ansteigen. Dabei wurde bisher keine Regularität beobachtet. Der Stern war in der Vergangenheit ziemlich aktiv: im August 1966 erreichte die Nova wieder 11. Größe, ein ähnlicher Ausbruch wurde ein Jahr später im September 1967 beobachtete. Nach ein paar Helligkeit Schwankungen sank sie wieder bis auf 13. Größe ab um im Januar 1975 wieder auf 12 anzusteigen.

 

Der jüngste Ausbruch wurde nach 4 Jahre Ruhe am 26. Februar 1996 beobachtet, die Helligkeit erreichte 12m


Eine der wichtigsten Entdeckungen ist, dass viele Novae enge und schnelle Doppelsternsysteme sind. Die Novae Herculis 1934 wurde so zuerst identifiziert: die Periode ist nur 4,65 Stunden. Nova Aquilae 1918 ist ein ähnliches System mit einer Periode von nur 3 h 21 min. Die Novae GK Persei reiht sich in diese Gruppe ein und hat eine Periode von nur 1,99 Tagen. Die Komponenten liegen allerdings in einer Ebene, die nicht zu Bedeckung führt (Inklination zwischen 46° und 73°). Aus Beobachtungen konnte Kraft aber 1963 ableiten, dass die Massen beider Sterne etwa 1,3 beziehungsweise 0,56 Sonnenmassen entsprechen. Der Hauptstern ist ein Unterriese (Spektraltyp K2 IVp), er wird umkreist von einem weißen Zwergstern (Spektraltyp sdBe), der sich mit einer Periode von nur 5,8 Minuten dreht.



Offene Sternhaufen


Der Doppelsternhaufen im Perseus ist neben den Plejaden wohl der bekannteste seiner Klasse. Er kann leicht mit bloßem Auge auf halbem Weg zwischen Perseus und Cassiopeia gefunden werden und bietet im Feldstecher einen wundervollen Anblick. Die Bezeichnung wird oft mit ‘h und chi (χ) im Perseus’ angegeben, im NGC sind es die Nummern 869 (h) und 884 (χ).

Dieser Sternhaufen ist bereits seit 150 v.Chr. bekannt, sowohl Hipparcos als auch Ptolemäus erwähnen ihn als Nebel oder ‘wolkiges Objekt’. Überraschenderweise hat Messier ihn nicht in seine Liste aufgenommen, wohl aber die Plejaden im Stier und die Praesepe im Krebs.

 

 

Jeder Haufen hat eine Ausdehnung von etwa einem halben Grad (Monddurchmesser) und enthält 400 bzw. 300 Sterne. Aus Beobachtungen der hellsten Sterne konnte Hiltner 1955 eine Entfernung von 7400 Lichtjahren angeben, 25 Jahre vorher hatte H. Shapley 8000 Lj. gefunden. Tatsächlich liegen die Haufen in unterschiedlichen Entfernungen und sind nicht gleich alt.


Die hellsten Sterne gehören alle zum Spektraltyp A oder B, es sind Überriesen mit Leuchtkräften, die 60.000 mal größer sind als die der Sonne. Es wurden aber auch rote Riesen des Spektraltyps M0 bis M5 gefunden. Einige davon sind auch für Amateure erreichbar. Nach Espin liegen drei in NGC 884, keine in NGC 869, vier zwischen beiden und zwei in den äußeren Regionen. Die hellsten roten Riesen mit einer Leuchtkraft von etwa 15.000 Sonnen und einer absoluten Helligkeit von -5,7M gleichen dem bekannten Stern Beteigeuze im Orion.



Erstellt man für die Sterne der Haufen ein Farb-Helligkeits-Diagramm, so kann auf die Entwicklung und das Alter der Haufen geschlossen werden. Im Vergleich mit anderen offenen Sternhaufen wird deutlich, dass der Doppelhaufen im Perseus recht jung sein muss, da erst wenige seiner hellsten blauen Sterne in das Stadium der ‘Roten Riesen’ gewechselt sind.

NGC 884 mit roten Riesen, Grenzgröße etwa 16m, (nach Oosterhoff, Leiden Observatory)






Ein weiterer erwähnenswerter offener Sternhaufen ist M34, etwa 5° west-nordwestlich von Algol, an der Grenze zum Sternbild Andromeda. Messier entdeckte diesen Haufen im August 1764, Bode sah ihn im Jahr 1774 mit bloßem Auge. Für das kleinere Instrument und den Feldstecher ist der Haufen mit 80 Sternen ein schönes Objekt.


Kugelsternhaufen

Keine bekannt.



Planetarische Nebel

NGC 650 (M 76) ist ein lichtschwacher Nebel, er wird manchmal als der ‘Kleine Hantelnebel’ bezeichnet. Er liegt am westlichen Rand des Sternbildes, etwa 8° südwestlich des Doppelsternhaufens. Der Nebel ist mit einer Ausdehnung von 2’ x 1’ nicht sehr groß und mit 12,2m auch nicht sehr hell. Er wurde im September 1780 von P. Mechain entdeckt und 6 Wochen später auch von Messier beschrieben, der ihn in seine Liste aufnahm. Ein Zentralstern von 16,6m kann nur in sehr großen Fernrohren gesehen werden.


Für die Entfernung werden sehr unterschiedliche Angaben gemacht, sie reichen von 1750 Lichtjahren bis zu 6000 (aktuell: 2430 Lj.). Dadurch ist auch die Leuchtkraft des Zentralsterns nicht genau anzugeben, sie liegt irgendwo zwischen 0,07 und 1 Sonnenleuchtkraft. In jedem Fall ist dieser Stern aber einer der heißesten, die wir kennen, seine Temperatur liegt bei etwa 60.000 Grad.



Diffuse Nebel

Der California-Nebel NGC 1499 hat eine Ausdehnung von 0,6 x 2,5 Grad und ist damit fast so groß wie die Andromeda-Galaxie. Der Stern Xi (ξ) Persei, Menkib, steht knapp südlich des California-Nebels und regt diesen zum Leuchten an. Der Nebel und der Stern zeigen eine gemeinsame Bewegung, wahrscheinlich gehört auch der Nebel zur ‘II Persei’ Assoziation.


Der Nebel kann im größeren Fernrohr mit Hilfe von speziellen Filtern visuell beobachtet werden, für die fotografische Arbeit ist er ein leichtes Objekt.



Galaxien

NGC 1023 und NGC 1058 sind zwei kleine Galaxien etwa 3,5 bzw. 5,5 Grad südlich des offenen Haufens M34. Die Helligkeiten sind 10,5m und 11,7m.


Etwa 2° östlich von Algol steht eine kleine Gruppe von Galaxien, die größte ist NGC 1275 mit einer Helligkeit von 12,7m. Sie ist als ‘Perseus A’ bekannt für ihre Radio- und Röntgenstrahlung, im ‘3. Cambridge Katalog der Radioquellen’ hat sie die Bezeichnung 3C84. Schon W. Baade und R. Minkowski haben vermutet, dass es sich hier um zwei Galaxien handelt, die einander durchdringen. Eine große elliptische Galaxie ist dabei, eine kleinere Spiralgalaxie in sich aufzunehmen. Bei diesem Zusammenstoß wird die Neubildung von Sternen angeregt und auch die von Kugelsternhaufen. Diese konnten 1992 vom Hubble-Space-Teleskop beobachtet werden. Es wird vermutet, dass sich elliptische Galaxien im Allgemeinen durch Kollision und Verschmelzung mehrerer Spiralgalaxien bilden. Das sollte in dem Gebiet um NGC 1275 nicht selten sein, zu diesem Haufen gehören etwa 500 Mitglieder. In elliptischen Galaxien findet man bis zu 100 mal mehr Kugelsternhaufen als in der Milchstrasse.



Sternschnuppen (Meteore)


Der Sternschnuppenschwarm der Perseiden ist wohl einer der bekanntesten und ergiebigsten. Unter Idealbedingungen können bis zu 300 Meteore pro Stunde beobachtet werden.

 

Der Schwarm geht auf den Kometen Swift-Tuttle zurück, dessen Bahn die Erde um den 12. August schneidet. Die Staubteilchen, die vom Kometen während seiner Sonnennähe abgegeben werden, werden von der Atmosphäre der Erde abgebremst, die heiße Luft erscheint uns als leuchtender Strich am Himmel. Größere Staubteilchen (Erbsengröße) können dabei durchaus die Helligkeit des Planeten Venus (-4m) erreichen.


Der Komet 109P/Swift-Tuttle wurde im Jahre 1862 entdeckt. Beobachtungen zeigten, dass der Komet nur alle 133 Jahre der Sonne nahe kommt, seine Bahn reicht mit einem Aphel (Sonnenferne) von über 51 AE weit über die Neptunbahn hinaus.


Im Jahr 2021 wird der zunehmende Mond nicht stören, er geht am 12. August schon um 22:44 Uhr unter, am 13. August erst um 23 Uhr. An beiden Tagen befindet er sich daher schon unter dem Horizont, wenn der Perseus im Nordosten in die Höhe steigt.


Im Jahr 2022 wird der Vollmond tief am südlichen Horizont stehen und dadurch die Beobachtung der Sternschnuppen beeinträchtigen.



Die beste Beobachtungszeit liegt zwischen etwa 2 und 4 Uhr Ortszeit, wenn Kassiopeia fast im Zenit steht und Perseus im Osten rund 20° tiefer. In dieser Zeitspanne sind die meisten Perseiden zu sehen, weil ihr Radiant am Sternhimmel in Bewegungsrichtung der Erde liegt (sie also direkt in den Perseidenschwarm läuft). Auch in den Tagen davor und danach sind nach Mitternacht meist 10–30 Perseiden pro Stunde zu sehen.

 

 

 

 

 

 

Quellen:

Burnham’s Celestial Handbook, Dover Publication Inc., New York, 1978
de.wikipedia.org
Stellarium.org

Supernova in M101

von Uwe Zurmühl • 08 Juni, 2023
Am 28.05.2023 habe ich bei ziemlich klarem Himmel aber leicht störendem Mondlicht die Supernova anvisiert. Zum Einsatz kam das Celestron 14 sowie als Spektrograph eine Gitter-Prismen Kombination (300 l/mm – Gitter + 2*4° Prismen). Bei einer reduzierten Brennweite von 2270 mm passte ein großer Teil von M101 in das Feld meiner ATIK 383L+ Kamera.

Nachtleuchtende Wolken-NLC

von Helmut Schnieder • 10 Juli, 2022
Liebe Sternenfreundinnen, liebe Sternenfreunde, die Nachtleuchtenden Wolken sind ein meteorologisches Phänomen, das in Norddeutschland in den Monaten Juni und Juli um Mitternacht am Nordhimmel beobachtet werden kann. Am Donnerstagmorgen von 01:00 Uhr bis 02:00 Uhr sind diese Aufnahmen entstanden. Zur Beobachtung war ich zum 86 m hohen Kniepenberg an der Elbe gefahren. Schon während der Hinfahrt konnte ich die Nachtleuchtenden Wolken am Nordhimmel erkennen. Vom 25 m hohen Aussichtsturm ließ sich dann der gesamte Nordhorizont beobachten. Die Höhe dieser Wolken über dem mathematischen Horizont beträgt bei meinen Aufnahmen 8°, also vier Finger breit. Die Ausdehnung am Horizont lag bei 55°, von Nordnordwest nach Nordnordost 

Der Große Jäger Orion in der Lenzer Wische

von Helmut Schnieder • 06 März, 2022
Liebe Sternenfreundinnen, liebe Sternenfreunde, in den zurückliegenden Wochen haben Niederschläge für das Entstehen von Hochwasser an der Elbe gesorgt. Bei meinen Nachtaufnahmen gibt es den gespiegelten Himmel zu sehen, was nach tagelangem Sturm schon eine Art Wunder ist. Bei Bild 6150 konnte ich das Sternbild Orion so platzieren, dass gleichzeitig auch die hellsten Sterne seiner beiden „Hunde“ in der nebenstehenden Schwarzpappel zu sehen sind. Bei dem hellen unteren Stern handelt es sich um Sirius, vom Sternbild Großer Hund. In der Baumkrone befindet sich Prokyon vom Sternbild Kleiner Hund. Damit Ihr einen Eindruck von der dünn besiedelten Lenzer Wische bekommt, habe ich das Bild „Lenzer Wische" hinzugefügt. Das kleine Fachwerkhaus befindet sich aus Sicherheitsgründen auf einer Warft.

Milchstraße mit Sommerdreieck über blühenden Schlehen

von Helmut Schnieder • 26 Apr., 2021
Liebe Sternenfreundinnen, liebe Sternenfreunde, die Zeit um den 20. April wird für die Beobachtung des Lyriden-Meteorschauers empfohlen. Auf dem Foto 4352 ist das Sternbild Leier beschriftet. Aus dem Gebiet dieses Sternbildes können mit viel Glück 18 Sternschnuppen pro Stunde fallen. Während meiner Beobachtungszeit sind über 80 Fotos entstanden. Obwohl ich parallel mit zwei Kameras gearbeitet habe, konnte ich hinterher auf keinem Bild eine Sternschnuppe finden. Auf der linken Bildhälfte (Bild 4352) kündigt sich mit seiner blauen Farbe schon der neue Tag an. Dieses Foto ist um 4:25 Uhr entstanden. Foto 8425 ist von 3:32 Uhr. Zu dieser Zeit wurden die Schlehen vom untergehenden Mond angeleuchtet. Das Mondlicht bewirkte auch die blaue Farbe dieses Nachthimmels. Die Sterne Deneb, Wega und Atair bilden das Sommerdreieck, welches uns nun bis Weihnachten 2021 am Nachthimmel begleiten wird. Viel Freude beim Anschauen der Fotos und eine angenehme neue Woche wünscht Euch Helmut

Abend- und Morgenhimmel über Binnendüne (Mecklenburg), Sommerdreick hinter Solitäreiche (Brandenburg)

von Helmut Schnieder • 26 Apr., 2021
Liebe Sternenfreundinnen, liebe Sternenfreunde, die Aufnahmen sind in der Nacht vom 12. auf 13. April entstanden. Am Abendhimmel sind die Sternbilder Kassiopeia und Drache über dem Westteil der Düne zu sehen (4329 und 7963). Bis zum Fotografieren der Sommermilchstraße musste aber noch drei Stunden gewartet werden. In dieser Zeit sind die Bilder von der Solitäreiche in Brandenburg entstanden. Gegen 03:00 Uhr hatte das Band der Milchstraße genau das richtige Himmelsareal über dem Ostteil der Düne erreicht. Der Lichtdom unter der Milchstraße stammt vom 150 km entfernten Berlin. Um 6:00 Uhr morgens waren nach 10 Stunden Arbeit alle gewünschten Fotos realisiert. Viel Freude beim Betrachten der Milchstraße und einen angenehmen Sonntag wünscht Euch Helmut

Erdlichtbeschienener Mond in Wolkenlücken

von Helmut Schnieder • 26 Apr., 2021
Liebe Sternenfreundinnen, liebe Sternenfreunde, gestern war der zunehmende Mond zu 27,1 % von der Sonne beleuchtet. Auf der Schattenseite des Mondes konnte dabei ein sehr schönes Erdlicht beobachtet werden. Als ich gegen 21:00 Uhr meine Kamera auf den Mond richtete, waren noch keine Wolken am Himmel zu sehen. So konnte ich ungestört Fotos vom Erdlicht aufnehmen. Als ich nach 20 Aufnahmen meine Kamera wieder abbauen wollte, näherte sich aus Richtung Osten eine sehr große Wolkenbank, die schon nach wenigen Sekunden den Nordwesthimmel erreichte. Obwohl ich zuerst an die Demontage meiner Kamera gedacht hab hatte, setzte ich nun meine Aufnahmeserie fort, denn in kleinen Wolkenlücken tauchte manchmal der Mond auf. Dabei konnte ich sogar noch das Erdlicht auf seiner Nachtseite erkennen. Die beigefügten Aufnahmen gehören zu einer Auswahl von 250 Bildern. Gegen 21:30 Uhr entstanden die besten Erdlichtaufnahmen. Zu dieser Zeit befand sich der Mond im Zenit über Puerto Rico/Karibik, wo eine großflächige lockere Himmelsbewölkung herrschte. Indirektes Sonnenlicht, welches von der Himmelsbewölkung der Karibik ins Weltall reflektierte, führte mit zum Entstehen des Erdlichts. Das Fotografieren von Erdlicht verlangt viel technisches Wissen, denn der Helligkeitskontrast zwischen Tag- und Nachtseite des Mondes beträgt 1:250. Selbst moderne Digitalkameras kommen bei dieser Aufgabe an ihre Leistungsgrenzen. Viel Freude beim Betrachten der Mondaufnahmen wünscht Euch Helmut

NASA APOD (Astronomy Picture Of the Day), 28. Mai 2020, Reflecting the International Space Station

von Helmut Schnieder • 28 März, 2021
Liebe Sternenfreundinnen, liebe Sternenfreunde, gestern habe ich von der NASA die Nachricht erhalten, dass meine eingesandte Astroaufnahme, heute am 28.05.2020, im ewigen Astronomiekalender eingesetzt wurde. Normalerweise nimmt die NASA eigene Aufnahmen, zum Beispiel von Raketenstarts, Ergebnisse des Hubble-Teleskops oder zeigt Vorgänge, die sich auf der ISS abspielen. Um als Astrolandschaftsfotograf ein APOD zu platzieren, muss das eingereichte Bild schon überzeugende Merkmale haben. In meinem Fall ist es die ISS-Flugbahn, welche sich im Wulfsahlgewässer spiegelt. Eine gespiegelte ISS-Flugbahn wurde bisher noch nie bei der NASA eingereicht. Ich habe im vergangenen Winter sehr oft Aufnahmen von der Staatsdomäne Wulfsahl gezeigt. Von Besuch zu Besuch wurde mir das Gelände bei Nacht immer vertrauter. Ende März konnte ich einen passenden Termin für einen ISS-Überflug für meine geplante Aufnahme ausmachen. Meine Aufnahme ist dann am 25. März um 20:41 Uhr entstanden. Zum Aufnahmezeitpunkt stand ich mit Anglerhosen knietief im Wulfsahlgewässer. Vor mir hatte ich zwei Kameras auf Stativen aufgebaut. Dann konzentrierte ich mich auf den Westhimmel, um die zu erwartende ISS rechtzeitig zu erkennen. Und dann passierte etwas besonderes, dass sie fünf Minuten früher als angegeben am Himmel auftauchte. Meine Kameras waren aber zu diesem Zeitpunkt schon aktiv und lösten ohne Pause aus. Meine größte Sorge während der Aufnahmen, war eine plötzliche Erregung unter dem Fischbestand des Gewässers, denn das Spiegelbild wäre damit erloschen. Nach der letzten Aufnahme schaute ich nach hinten, um die ISS weiter beobachten zu können. Dabei hörte ich plötzlich das Platschen eines landenden Graugansschwarmes, welcher sich das Gewässer als Rastplatz für die bevorstehende Nacht ausgesucht hatte. Wenn Ihr das Bild auf der NASA-Seite anschaut, müsst Ihr bedenken, dass die NASA mein Foto spiegelverkehrt abgebildet hat. Damit hat sie sich einen kleinen Spaß erlaubt, denn der Betrachter merkt erst den Trick daran, dass sich zum Beispiel in der linken Bildseite des Himmels auch Steine befinden. Ihr müsst unten im Text in das Bild selbst klicken oder auf " mirror-like waters of the small lake " klicken, dann dreht sich das Bild auf der NASA-Seite um, und Ihr erhaltet die richtige Ansicht. Durch die gestochen scharfe Abbildung von Landschaft und Himmel war dieser Trick möglich. Heute findet Ihr das Foto unter diesem Link: https://apod.nasa.gov/apod/astropix.html Wenn Ihr das Bild an einem anderen Tag als heute betrachten wollt, müsst Ihr auf der APOD-Internetseite unten auf Archive gehen, dann erscheint der ganze Monat Mai und Ihr könnt für den 28. Mai dort mein Foto finden oder direkt diesen Link eingeben: https://apod.nasa.gov/apod/ap200528.html Viel Freude beim Betrachten des Bildes wünscht Euch Helmut

Milchstraße über Solitäreiche bei Gorleben, Mond in Nachbarschaft von Mars

von Helmut Schnieder • 28 März, 2021
Liebe Sternenfreundinnen, liebe Sternenfreunde, noch vor wenigen Jahren konnte man die Milchstraße im Gebiet von Gorleben nicht fotografieren, da vom atomaren Zwischenlager sehr viel Lichtsmog verursacht wurde. Am 19. März 2021 sah das völlig anders aus. Während der Hinfahrt, gegen 2:00 Uhr früh, konnte ich an einigen Haltepunkten die Dunkelheit des Nachthimmels messen und hervorragende Werte von 21,65 Magnituden feststellen. Selbst an der Solitäreiche, welche 2 km vom Zwischenlager entfernt liegt, lag der Wert bei 21,56 Magnituden. Bei der roten Lichterkette am Horizont handelt es sich um den Sendeturm Gartow 2. Unter den beigefügten Aufnahmen befindet sich auch die aktuelle Position von Mars am Sternenhimmel. Am Abend des 19. März konnte ich noch einmal die Mondsichel in Nachbarschaft von Mars fotografieren. Um 19:48 Uhr war dazu noch ein sehr schönes Erdlicht an der Schattenseite des Mondes erkennbar. Das Erdlicht stammt vom indirekten Sonnenlicht, welches zu diesem Zeitpunkt über die Reflektion an Schneeflächen über Kanada und Grönland in den Weltraum reflektieren konnte. Dadurch wurde die Schattenseite des Mondes indirekt aufgehellt. Für die Aufnahme 7750GR musste ich sehr viele Probeaufnahmen machen, um Sterne und Erdlicht gleichzeitig auf einem Foto verewigen zu können. Meine Kamera ist dabei an ihre Grenzen gekommen. Viel Spaß beim Anschauen der Fotos und einen schönen Start in den Frühling wünscht Euch Helmut

Der Mars

von Christian Hauk • 20 Nov., 2020
 Der Mars ist der vierte Planet (von der Sonne aus gezählt) in unserem Sonnensystem. Der Durchmesser vom Mars beträgt 6800 Km, er ist somit der zweit kleinste Planet (neben Merkur) im Sonnensystem.

Sternbild Pegasus

von Christof Plicht • 19 Nov., 2020
Pegasus von Christof Plicht Verbindungen des Sternbildes zu Sagen der Antike Pegasus ist das sagenhafte fliegende Pferd der griechischen Mythologie, eines der seltsamsten aber auch schönsten Geschöpfe der Geschichtenerzähler Griechenlands. In der Sage entstand Pegasus aus dem Blut der Medusa, die von Perseus getötet wurde. Nach seiner Geburt landete das fliegende Pferd erstmals auf den Klippen über Korinth, wo es mit seinem Hufschlag die Quelle des Flusses ‘Peiren’ öffnete. Diese Stelle war den Einwohnern von Korinth heilig und Pegasus wurde von ihnen verehrt. Die gleiche Geschichte wird auch so von der ‘Quelle des Hippocren’ auf dem Berg Helicon erzählt. Nach der griechischen Legende wurde Pegasus von Athene oder Minerva gezähmt und den Musen zugeordnet, wo er als Symbol der poetischen Inspiration gilt. Heute noch ist das geflügelte Pferd neben der Eule ein Symbol der Buchhändler. Nach einer anderen Geschichte trägt er für Zeus den Blitz und den Donner. Pegasus taucht wie auch andere Gestalten der griechischen Sage auf Münzen auf, erstmals um 550 v. Chr. In griechischen Schriften wird Pegasus oft einfach nur ‘Das Pferd’ genannt, die Römer nannten ihn ‘Equus Gorgoneus’ oder ‘Equus Ales’, das geflügelte Pferd. Ein anderer gebräuchlicher Name war ‘Alatus’, ‘Der Geflügelte’, als der er auch in den Alfonsinischen Tafeln Erwähnung findet. In anderen Lateinischen Schriften wird Pegasus als ‘Equus Medusaeus’ bezeichnet, was kaum einer Übersetzung bedarf. In Ptolemäus' Almagest in der Ausgabe von 1551 ist das Pferd als ‘Equus Pegasus’ bezeichnet. Am Himmel erscheint Pegasus auf dem Rücken liegend, das große Quadrat Alpha (α), Beta (β), Gamma (γ) Pegasi und Alpha Andromedae bilden den Körper. Der Hals und der Kopf werden von einer Sternenreihe gebildet, die in einem Bogen verläuft und in westlicher Richtung auf das Sternbild ‘Delphin’ zeigt. Die Vorderhufe werden durch Eta (η) und Iota (ι) Pegasi angedeutet und weisen in Richtung Eidechse bzw. Schwan. Die Flügel werden nicht durch bestimmte Sterne markiert, liegen aber etwa im Bereich des Sternbilds der Fische. Helle Sterne Alpha () Pegasi bezeichnet die südwestliche Ecke des großen Quadrates, daß das Sternbild leicht erkennbar macht. Der Stern heißt Markab oder Marchab und hat die Helligkeit 2,5 mag, das Spektrum ist B9.Der arabische Name bedeutet ‘Sattel’; andere Namen waren auch ‘Matn al Faras’, ‘Pferdeschulter’, und ‘Yed Alpheras’, was ‘Unterschenkel’ oder ‘Hand’ bedeuted. Die Entfernung zur Sonne ist 133 Lichtjahre und die Leuchtkraft entspricht etwa der von 95 Sonnen. Der Stern liegt in einem Bereich, der relativ arm an hellen Objekten ist, 2,9° südlich kann allerdings eine 10,8m schwache Galaxie (NGC 7479) gefunden werden. Beta (β) Pegasi hat den Namen Scheat, Helligkeit 2,5 mag (variabel) und das Spektrum M2 II, also ist seine Farbe rötlich. Dieser Stern markiert die Nordwest-Ecke des Quadrates und ist ein Veränderlicher ähnlich Beteigeuze im Orion, nur nicht so groß und leuchtkräftig wie dieser. Die Helligkeit schwankt zwischen 2,1 mag und 3,0 mag in einer irregulären Weise. Die Entfernung liegt bei 191 Lichtjahren, der Durchmesser liegt bei etwa dem 145-fachen der Sonne, er kann aber im Laufe eines Zyklus auf das 160-fache anwachsen. Würde der Stern an der Stelle unserer Sonne stehen, er würde fast den Erdbahndurchmesser ausfüllen. Bei einer Oberflächentemperatur von 2800° C würde die Atmosphäre auf der Erde verlorengehen und hier kein Leben möglich sein. Gamma (γ) Pegasi, Algenib, steht an der südöstlichen Ecke des Quadrates. Er ist ein sehr großer Stern in einer Entfernung von 391 Lichtjahren mit der 1900-fachen Sonnenleuchtkraft. Seine scheinbare Helligkeit ist 2,84 mag. Diese Helligkeit schwankt, was ihn zu einem Veränderlichen macht. Diese Schwankung beträgt allerdings nur 0,1 mag in einer Periode von 3 Stunden und 38 Minuten. Von Sternen dieser Art wird angenommen, dass sie sehr junge, massereiche Sterne sind, die sich von der Hauptreihe fortentwickeln. Epsilon (ε) Pegasi markiert den Kopf des geflügelten Pferdes, der Stern hat die Helligkeit 2,35 mag und ist etwa 690 Lichtjahre entfernt. Sein Name Enif ist abgeleitet von ‘Al Anf’, was soviel wie ‘Nase’ bedeutet. Auf mittelalterlichen arabischen Karten wird er auch als ‘Fum al Farab’, ‘Maul des Pferdes’ bezeichnet. Der Stern hat die 5800-fache Leuchtkraft der Sonne und eine absolute Helligkeit von -4,3M. Zwei in seiner Umgebung sichtbare schwache Sterne gehören nicht physisch zu ihm. 4° nordwestlich findet man den Kugelsternhaufen M15. Doppelsterne Kappa (κ) Pegasi, Helligkeit 4,3 mag, ist in der Verlängerung des östlichen Flügels des Schwan zu finden. Der Begleiter mit der Helligkeit 11 mag steht 14" entfernt und wurde 1776 erstmals von Wilhelm Herschel in England beschrieben. Allerdings zeigen jüngere Beobachtungen, das dieses Paar nicht "echt" ist. Kappa ist aber ein Doppelstern, dessen sehr enger Begleiter erst 1880 von S.W. Burnham beobachtet wurde. Der Abstand der Sterne schwankt zwischen 0,05" und 0,3" mit einer Periode von 11,5 Jahren. Die Einzelhelligkeiten sind 4,8 und 5,2 mag, die relativen Massen 1,6 bzw. 1,5 Sonnen. Zurzeit (1998) stehen beide Sterne wieder ‘weit’ auseinander, Amateure können versuchen, beide Sterne mit einem Fernrohr von mindestens 50 cm Durchmesser zu trennen. Etwa im Jahr 2002 ist wieder ihr engster Abstand erreicht. Die hellere Komponente ist ein spektroskopischer Doppelstern mit einer Periode von knapp 6 Tagen. Variable Sterne siehe Helle Sterne, Beta (β) Pegasi. Offene Sternhaufen NGC 7772, Gruppe von 14 Sternen der Helligkeit 11 mag bis 14 mag. Durchmesser 1,6', Position 23h 49m, + 15° 59', etwa 5,5° westlich von Gamma (γ) Pegasi. Kugelsternhaufen M 15, NGC 7078, Helligkeit 6,5 mag, Durchmesser 10', Einzelhelligkeiten der Sterne um 13 mag. M 15 ist ein heller Kugelsternhaufen, der im September 1746 von Maraldi während der Suche nach Ceseaux' Komet entdeckt wurde. 1764 entdeckte Messier den Haufen neu und nahm ihn in seinen berühmten Katalog auf. M15 steht ca. 4° nordwestlich von Epsilon (ε) Pegasi und erscheint im Feldstecher als sternenähnliches verwaschenes Fleckchen. In Fernrohren mittlerer Größe kann der Haufen am Rande in Einzelsterne aufgelöst werden. Messier und Bode beschrieben ihn als "Nebel", Herschel war wahrscheinlich der erste, der die wahre Natur erkannte (1783). Photographisch ist M15 der 12.-hellste Kugelsternhaufen. Bis 1973 wurden 112 variable Sterne in M15 gefunden. Im nordöstlichen Bereich des Haufens wurde 1927 mit einem 2,5 m-Teleskop ein Planetarischer Nebel entdeckt, der zum Kugelsternhaufen gehört. Die Entfernung zu M15 ist etwa 39.000 Lichtjahre, der Durchmesser liegt dann bei 130 Lichtjahren. Die Leuchtkraft entspricht 200.000 Sonnen. Planetarische Nebel Keine hellen bekannt. Diffuse Nebel Keine hellen bekannt. Galaxien 'Burnham's Celestial Handbook' erwähnt 21 Galaxien bis zur 13. Größe. Die hellste ist NGC 7331 mit 10,4 mag. Sie steht etwa 8,5° nordwestlich von Beta Pegasi bei 22h 35m und +34° 10'. Die Ausdehnung ist 10' x 2,4' Ein halbes Grad südsüdwestlich von NGC 7331 steht eine Gruppe von fünf schwachen Galaxien, genannt ‘Stephans Quintett’. Diese Galaxien mit einer Helligkeit zwischen 13,7 mag und 15,3 mag bilden einen Galaxienhaufen, dessen einzelne Mitglieder sich voneinander entfernen, so dass sich die Gruppe auflöst. Die Gruppe, die etwa 300 Millionen Lichtjahre entfernt ist, wurde am 22. September 1877 von dem französischen Astronom Édouard Jean-Marie Stephan entdeckt.
Weitere Beiträge
Share by: