Archiv der Kategorie: POLARIS

POLARIS, Serien

Das Sternbild Sextans – Sextant

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Vorbemerkung zur (zunächst?) letzten Sternbildbeschreibung dieser Serie

Mit der Veröffentlichung meiner Sternbildbeschreibungen in unserer Vereinszeitschrift POLARIS bis Ausgabe 102 und nachfolgend auf der Internetseite unseres Vereins, dem Arbeitskreis Sternfreunde Lübeck e.V., habe ich den Versuch unternommen, der geneigten Leserschaft alle achtundachtzig heute gültigen Sternbilder etwas näher vorzustellen. Hierbei habe ich allerdings nicht die alphabetische Reihenfolge eingehalten, wie man am Titel dieser achtundachtzigsten Sternbildbeschreibung unschwer erkennen kann. Weil die erste Sternbildbeschreibung bzw. deren Veröffentlichung in der POLARIS Nummer 9 im Mai 1987 nun doch schon ein paar Jahre zurückliegt, dürften bei einigen Sternbildbeschreibungen sogar schon Aktualisierungen oder Erweiterungen bei den Erklärungstexten angebracht sein. Hier aber nur die neueren, oft mit nur geringen Abweichungen behafteten Koordinaten der einzelnen Objekte aufzulisten wäre ein intensives, aber heute wohl überflüssiges Unterfangen, da diese mit und in den heutigen entsprechenden Medien jederzeit einfach und schnell abrufbar sind. Eine generelle Überarbeitung für eine ggf. spätere alphabetisch geordnete Veröffentlichung ist jedoch in Planung.

Es gab da aber auch vor mehr als 100 Jahren, insbesondere vor der Neuordnung der Sternbilder durch die Internationale Astronomische Union (IAU) ab dem Jahr 1928 und der endgültigen Flächen- und Grenzenfestlegung durch Beschluss im Jahr 1933, noch einige Sternbilder, deren Namen immer wieder in Gesprächen und in der Literatur auftauchen, deren Beschreibung sich eventuell auch heute noch lohnen würde. Und dann gibt oder gab es da auch noch Sternbilder in anderen Mythologien zum Beispiel in der Nordischen oder Germanischen Mythologie. Mal sehen, was sich davon noch heute darstellen und beschreiben lässt.

2 Der Name

Nun aber zur Beschreibung des Sternbildes Sextans oder Sextant, wie es in unserer Muttersprache genannt wird.

Das Sternbild Sextans wurde 1687 von dem Danziger Astronomen Johannes Hevelius unter der Bezeichnung Sextans Uraniae, eingeführt, also einem Gerät, welches er der Muse der Astronomie, Urania, widmete. Es soll den Sextanten darstellen, mit dem er die Sternpositionen vermaß. Bei einem Feuer in seinem Observatorium im Jahr 1679 ist leider auch sein hölzerner Sextant verbrannt. Sein Gerät war fast identisch mit dem des Tycho Brahe, ein fest auf einem Stativ montiertes Winkelmessgerät im Aufbau eines Oktanten, jedoch mit einem über 60 Grad langen Kreissegment als Gradbogen versehen. Der Sextant des J. Hevelius besaß jedoch noch keine Spiegel.

Johannes Hevelius gilt als einer der bedeutendsten Astronomen seiner Zeit und wurde von vielen Seiten unterstützt, so zum Beispiel von König Ludwig XIV. von Frankreich und dem polnischen König Johann III. Sobieski, dem er das Sternbild Schild (Scutum) unter dem Namen Scutum Sobiescianum widmete. Hevelius machte alle seine Himmelsbeobachtungen mit unbewaffnetem Auge, obwohl es schon Fernrohre gab; die wurden ja schon 1608 erfunden. Der zeitgenössische Astronom Johann Jacob Zimmermann entwarf einen Himmelsglobus nach den Positionsmessungen des Hevelius, die dieser mit seinem Sextanten ermittelt hatte und in seinem Atlas Prodomus astronomiae notierte. Der Hevelius´sche Atlas wurde allerdings erst 1690 posthum veröffentlicht. Der Name Sextant leitet sich ab von dem gebogenen Geräterahmen, der mit zwei geraden Schenkeln, die sich in einem Punkt treffen und dabei der Alhidade einen Drehpunkt liefern und einen skalierten Kreissektor, Gradbogen genannt, einen Winkel von wenigstens 60°, also einem Sechstel eines Kreises einschließen.

Bild 01: Sextant des Johannes Hevelius (60°-Kreissegment)
Bild 02: Sternbild Sextant im Sternatlas von J. E. Bode

Das erste Konzept für ein Gerät zur Winkelmessung mit Hilfe von Spiegeln stammt von Isaac Newton, der seinen Entwurf 1700 an die Royal Society einreichte. Seine Zeichnungen und Erläuterungen zum Gebrauch blieben jedoch vorerst unbeachtet und wurden erst 1742, nach seinem Tod, veröffentlicht. Durch den Einsatz von entsprechend angeordneten speziellen Spiegeln wurden infolge des Spiegelgesetzes Winkelmessungen in doppeltem Umfang, also bis 120° möglich. Der Sextant hat deshalb auch eine Skala auf dem Gradbogen von mindestens 120°. Demgegenüber hatte sein Vorläufer, der Oktant, wenn er nachträglich mit Spiegeln versehen wurde, nur eine Winkelskala von mindestens 90°. Sein Rahmen umfasste ja nur 45°, also ein Achtel eines Kreises, wovon sich – analog zum Sextanten – sein Name ableitet.

Um 1730 entwickelten unabhängig voneinander John Hadley (1682–1744), englischer Astronom und Mathematiker, und Thomas Godfrey (1704–1749), ein Optiker und Erfinder in den britischen Kolonien in Amerika, einen Sextanten und reichten ihre Entwürfe ebenfalls an die Royal Society ein. Hadleys Konstruktion, damals ein Oktant, erwies sich als die zweckmäßigere und wurde der Vorläufer aller weiteren Sextanten. Beide Versionen galten aber als gleichwertig und so teilten sich beide Erfinder einen Preis, der für die genaue Positionsbestimmung auf See ausgesetzt worden war. Der Sextant ersetzte schnell den Jakobsstab, das Astrolabium, den Quadrant und den Oktant. Die ersten Sextanten waren noch aus Holz gebaut. Auf See verzog sich das Holz jedoch durch die Luftfeuchtigkeit, so dass die Instrumente bald aus Metall, bevorzugt aus Messing, gefertigt wurden.

Der Sextant ist ein recht empfindliches Instrument. Eine kleine Verformung des Zeigers oder eine kleine Verstellung des Spiegels durch groben Anstoß oder gar durch ein Fallenlassen musste zwangsläufig zu einer falschen Positionsbestimmung führen, die um viele Kilometer neben der tatsächlichen Position liegt. Um sicher sein zu können, dass das Gerät nicht beschädigt ist, wurde ein Sextant in der Regel neu gekauft und nur selten vom Nautiker aus der Hand gegeben. Neuere Instrumente lassen sich an den Halterungen der Spiegel justieren. Wichtig sind hier die exakte Parallelstellung der Spiegel zueinander sowie die rechtwinklige Anordnung zur Geräteebene sowie die exakte Nullstellung auf dem Gradbogen.

Bei der Navigation auf See verlor der Sextant erst mit der Satellitennavigation (GPS) an Bedeutung, wird aber zur Sicherheit auch heute noch auf den Seeschiffen mitgeführt. In der Luftfahrt war der Sextant nur kurze Zeit in Gebrauch und wurde bald durch Funknavigation und Trägheitsnavigation ersetzt, die heute oft durch Satellitennavigation ergänzt oder neuerdings auch vollständig ersetzt werden.

Die Bedeutung des Sextanten als wissenschaftliches Gerät wurde von der Bundesrepublik Deutschland dahingehend anerkannt, als dass sie ein solches Gerät auf eine Banknote drucken ließ. Der auf der 10-DM-Banknote abgebildete Sextant – auf Basis eines Quintanten mit 144° Messbereich der englischen Firma Troughton – ist von Carl Friedrich Gauß 1821 mit einem dritten Spiegel versehen worden, um ihn in der Landesvermessung als Sonnenspiegel (Licht-Scheinwerfer = Vize-Heliotrop) zur Sichtbarmachung von Vermessungspunkten zu verwenden. Im Bereich der Landvermessung wurde er später vom Theodoliten abgelöst.

Vor Hevelius hatte der Mönch Anton Maria Schyrleus de Rheita 1643 die Sterne dieser Himmelsregion zum Schweißtuch Christi zusammengefasst. Diese Benennung konnte sich allerdings nicht durchsetzen. In der Ausgabe seines Sternatlas von 1782 hat Johann Elert Bode noch den einfachen, spiegellosen Sextanten abgebildet und abdrucken lassen. Hier ist auch die Nähe des Sextanten zur Seefahrt zu sehen, denn die Mastspitze der Argo weist auf den Sextanten.

3 Das Sternbild

Sextans     Genitiv: Sextantis     Abk.: Sex     dt.: Sextant

Den Sextanten am Himmel kann man nur bei guten Beobachtungsbedingungen sehen, da er durchgehend aus lichtschwachen Sternen besteht, von denen nur zwei die 5te Größenklasse übersteigen. Zum Auffinden bediene man sich einer gedachten Linie von Regulus im Löwen nach Alfard in der Hydra. Östlich davon liegt der Sextant unter dem Löwen und über der Wasserschlange.

Sein Sternbildareal erstreckt sich in RA von 9h41m05s bis 10h51m30s und in Dec von  −11°39′44″ bis +6°25′58″ und belegt damit 314 Quadratgrad. Der Sextant ist ein Frühlingssternbild und von 78° Nord bis 84° Süd vollständig sichtbar und wird eingerahmt von den Sternbildern Löwe, Wasserschlange und Becher. Es kulminiert um den 21. März, also zum Frühlingsanfang, um 22 Uhr MEZ. Weil dieses Sternbild sowohl nördlich als auch südlich des Himmelsäquators liegt, setze ich bei den nördlichen Deklinationen ausnahmsweise, zur leichteren Unterscheidung, ein Pluszeichen voran.

3.1 Die Sterne

α Sex ist mit 4m5 der hellste Stern des Sextanten. Er befindet sich auf der Position α 10h07m56,3s / δ -0°22´17,8“. Im Jahr 1900 stand Alpha Sextantis noch 7´ nördlich des Himmelsäquators um im Jahr 1923 auf die südliche Seite zu wechseln. Er strahlt blauweiß von der 10.000 K heißen Oberfläche eines A0III-Typen, der 295 Millionen Jahre alt und  287 Lichtjahre von uns entfernt ist.

β Sex leuchtet in blauweiß nur 5m07 hell von der Position α 10h30m17,5s / δ -0°38´13,1“ über eine Entfernung von 400 Lichtjahren. Der Stern gehört zur Spektralklasse B6V, ist 14.570 K heiß und ein veränderlicher Stern vom Typ α2 Canis Venaticorum.

γ Sex ist ein Mehrfachsystem auf der Position α 09h52m30,4s /  δ -08°06´18,1“. Hier wird eine 5m6 helle Hauptkomponente der Spektralklasse A1V in 0,6″ Abstand von einem mit 6m0 leuchtenden Stern, γ Sex B, der Spektralklasse A4V mit einer Periode von 77,55 Jahren umrundet. Beide Komponenten sind rund 9.800 K heiß und 280 Lichtjahre von uns entfernt. Es gibt eine dritte Komponente,  γ Sex C, mit der Helligkeit von 12m28 bei einem Winkelabstand von 36,9 Bogensekunden vom Hauptstern γ Sex A entlang eines Positionswinkels von 333 ° ab dem Jahr 2000. Der Abstand hat sich von 30,0 Bogensekunden im Jahr 1834 auf den heutigen Wert erhöht. Aufgrund des geringen Winkelabstandes kann das System nur in größeren Teleskopen in Einzelsterne aufgelöst werden.

δ Sex ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B9.5V mit einer Photosphärentemperatur von 10.900 K. Er leuchtet mit 5m25 von der Position α 10h29m28,7s / δ -02°44´20,6“ über eine Distanz von 322 Lichtjahren. Er ist 146 Millionen Jahre jung.

ε Sex ist ein 1,1 Milliarden Jahre alter Unterriese der Spektralklasse F0IV mit einer Oberflächentemperatur von 7200 K. Sein 5m24 gelbliches Licht braucht von seiner Position α 10h17m37,8s / δ -08°04´08,1“ ganze 183 Jahre bis zu uns.

35 Sex ist ein 800 Lichtjahre entferntes Doppelsternsystem und besteht aus zwei orange leuchtenden Sternen mit Helligkeiten von 6m3 und 7m4 der Spektralklassen K3 und K0. Die Sterne können wegen ihrer gegenseitigen Distanz von 6,8“ mit einem mittleren Amateurteleskop beobachtet und getrennt werden. Das System steht auf α 10h43m18s / d +4°45´0“.

3.2 Deep Sky Objekte

Im Sextanten befinden sich mehrere Galaxien, von denen eine bereits mit einem kleineren Teleskop beobachtet werden kann.

NGC 3115 ist eine mit 9m1 noch für kleinere Amateurfernrohre erreichbare Galaxie. Sie hat eine Winkelausdehnung von 7,2´x 3,2´ entsprechend einem Durchmesser von 70.000 Lichtjahren bei einer Entfernung, die sehr unterschiedlich mit 23 – 32 Millionen Lichtjahren angegeben wird. Sie hat ein linsen- oder spindelförmiges Aussehen, welches ihr die englische Bezeichnung Spindle Galaxy einbrachte, nicht zu verwechseln mit Messier 102, die ebenso genannt wird. Das Zentrum der Galaxie beherbergt ein extrem massereiches Schwarzes Loch von etwa zwei Milliarden Sonnenmassen, bei einer Gesamtmasse der Galaxie zwischen 300 und 400 Milliarden Sonnenmassen. Die Galaxie wurde am 22. Februar 1787 von dem deutsch-britischen Astronomen Wilhelm Herschel entdeckt und befindet sich auf der Position RA 10h05m13,8s / Dec -07°34´08“. Das nachfolgende Foto (Bild 05) ist eine Überlagerung eines optischen Bildes vom VLT und einer Röntgenaufnahme des Satelliten Chandra. Das Ausschnitt-Inlay zeigt eine Starburst-Gegend rund um das zentrale Schwarze Loch.

Bild 05: NGC 3115 – Überlagerung VLT und Chandra

NGC 3156 ist eine 12m1 helle, ebenfalls linsenförmige Spiralgalaxie vom Hubble-Typ S0 mit einer Winkelausdehnung von 1,9´ x 0,9´ auf der Position RA 10h12m41,1s / Dec +3°07´47“. Die Winkelauflösung entspricht bei einer geschätzten Entfernung von 53 Millionen Lichtjahren zu uns einem realen Durchmesser von etwa 30.000 Lichtjahren. Diese Galaxie wurde am 13. Dezember 1784 von William Herschel entdeckt. Sie gehört zu einer Galaxiengruppe zu der unter anderen die Galaxien NGC 3165, NGC 3166, NGC 3169 gehören.

Bild 06: NGC 3156  – Foto: HST

NGC 3165 ist eine kleine mit 13m9 leuchtende Spiralgalaxie (Sdm) fast in Kantensicht auf der Position RA 10h13m31,4s / Dec +03°22´30“. Sie hat eine Winkelausdehnung von 1,3´ x 0,7´ und wurde am 30. Januar 1856 vom irischen Astronomen William Parsons 3. Earl of Rosse, kurz Lord Rosse genannt, entdeckt.

Die Galaxie NGC 3165 interagiert mit den Galaxien NGC 3166 und NGC 3169, wie in Bild 07 zu sehen ist. Alle drei stehen vor einem riesigen Galaxienhaufen, der in Bild 07 schwach erkennbar ist.

NGC 3166 ist eine Balkenspiralgalaxie vom Typ SB0-a und liegt im Sternbild Sextans. Die Galaxie hat eine Winkelausdehnung von 4,4′ × 2,2′ und eine scheinbare Helligkeit von 10,5 mag. Sie wurde am 19. Dezember 1783 von Wilhelm Herschel entdeckt.

NGC 3166 interagiert mit den Galaxien NGC 3165 und NGC 3169, wie in Bild 07 zu sehen ist. Ihre Position ist RA 10h13m44,9s / Dec +3°25´31“.

NGC 3169 ist eine Spiralgalaxie vom Typ SA(s)a pec, hat eine Winkelausdehnung von 4,7′ × 2,5′ und eine scheinbare Helligkeit von 10,3 mag. Sie befindet sich auf der Position RA 10h14m14,8s / Dec +3°27´59,1“. Bei einer Winkelausdehnung von 4,7´ x 2,5´hat sie einen wahren Durchmesser von 95.000 Lichtjahren und eine Flächenhelligkeit von 12m9. Diese Galaxie bildet ein Paar mit der Galaxie NGC 3166 und interagiert mit dieser. NGC 3169 wurde am 19. Dezember 1783 von Wilhelm Herschel entdeckt. Im Jahr 2003 wurde SN 2003cg, eine Supernova vom Typ Ia, in NGC 3169 beobachtet.

Die Galaxien NGC 3156, NGC 3165, NGC 3166 und NGC 3169 bilden eine Gruppe von Galaxien in 60 Millionen Lichtjahren Entfernung. Die Galaxien NGC 3166 und NGC 3169 sind nur etwa 50.000 Lichtjahre voneinander entfernt. Aufgrund der Schwerkraftwirkung beeinflussen sie gegenseitig ihre Strukturen. Weil die Galaxiengruppe relativ weit entfernt und damit lichtschwach ist, benötigt man zur Beobachtung ein größeres Teleskop. Der im Hintergrund von Bild 07 vorhandene Galaxienhaufen lässt sich nur bei hoher Auflösung erkennen. Bei diesem Galaxienhaufen handelt es sich um Randbereiche des Leo-Superhaufens, der in dieser Region in den Hydra-Superhaufen übergeht.

Bild 07: Galaxiengruppe bestehend aus: NGC 3169 links, NGC 3166 rechts, NGC3165 rechts unten, alle 3 vor Leo-Supergalaxienhaufen
Foto: Wide Field Imager MPG / ESO 2,2m Teleskop La Silla Observatorium

Sextans A (auch bekannt als UGCA 205 und DDO 75) ist eine verhältnismäßig kleine, irreguläre Zwerggalaxie vom Hubble-Typ Ir+V. Sie befindet sich auf der Position RA 10h11m1,3s / Dec -04°42´48“ in einer Untergruppe mit der Bezeichnung NGC 3109-Gruppe der lokalen Galaxiengruppe. Sextans A zeichnet sich durch ihre aus unserer Sicht eigenartige quadratische Form aus. Es wird vermutet, dass vor 100 Millionen Jahren in ihrem Zentrum eine Welle der Sternentstehung einsetzte. Massive und kurzlebige Sterne explodierten als Supernovae , die wiederum die Bildung neuer Sterne und neuer Supernovae erzeugten und schließlich zu einer expandierenden „Wolke“ wurden. Sextans A ist 4,3 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt bei einer Winkelausdehnung von 5,9´x 4,9´einen Durchmesser von knapp 5.000 Lichtjahren. Ihre Flächenhelligkeit von 15m0 pro Quadratgrad ergibt eine visuelle Helligkeit von 11m9. Sextans A zählt zu den entferntesten Mitgliedern der lokalen Gruppe. Sextans A wurde 1942 von Fritz Zwicky entdeckt und ist erst größeren Optiken zugänglich. Derzeit bildet Sextans A weiterhin Sterne. Einige von ihnen sind sehr massiv und erregen ionisierten Wasserstoff, der östlich und westlich der Galaxie nachgewiesen wurde, was kürzlich vom Grand Canary Telescope bestätigt wurde .

Bild 08: Sextans A,  irreguläre Zwerggalaxie – Foto: Cerro Tololo Inter-American-Observatory

3.3 Sonstiges

Bild 09: Das Sternbild Sextant

Zum Abschluss eine Wortspielerei zum Schmunzeln:

Auch eine nicht sehr starke Person kann mit einer Hand Se(x/chs)Tanten hochhalten. 

Auf Wiederlesen

Euer Serienschreiber E.-Günter Bröckels     

Quellenangaben der Abbildungen

Die Serie der Beschreibung der 88 Sternbilder endet mit diesem Beitrag.

Berichte, News, POLARIS

SoFi in der Hauptstadt

Ein Kommentar

1 Grund der Reise

Eigentlich wollten wir die SoFi im Planetarium Hamburg miterleben. Aber leider: Zu spät! Als wir buchen wollten, war alles ausverkauft. Es ergab sich dann, dass auch im Berliner Planetarium eine live-Übertragung der Sonnenfinsternis angeboten wurde. Vorteil dabei war: a) kostenlos, b) Kartenausgabe erst am Veranstaltungstag ab 18:00. Somit sicherte frühzeitiges Erscheinen (beste) Plätze.

Also Lübeck Hbf ab: 12:37 Uhr  –  Berliner Planetarium an: 16:00 Uhr

2 Das Berliner Zeiss-Großplanetarium

Da blieb auch noch Zeit um sich über das Berliner Planetarium bzw. die Berliner Planetarien zu informieren. Zur Unterscheidung von dem anderen Berliner Planetarium, dem Planetarium am Insulaner im Berliner Ortsteil Schöneberg,  firmiert das hier relevante unter dem Namen Zeiss-Großplanetarium.

Das Zeiss-Großplanetarium (siehe obiges Beitragsbild) wurde 1987 zur Berliner 750-Jahr-Feier als eines der größten und modernsten Planetarien weltweit in Ost-Berlin eröffnet. Es befindet sich im Ortsteil Prenzlauer Berg. Es ist heute einer der letzten Repräsentationsbauten der ehemaligen DDR. Zwischen April 2014 und August 2016 wurde das Planetarium umfassend saniert und zum modernsten Wissenschaftstheater Europas umgebaut. Dabei wurde auch die Medientechnik vollständig erneuert. Das Zeiss-Großplanetarium verfügt im großen Planetariumssaal über 307 Sitz-/Liege-Plätze.

3 Die Veranstaltung

Abb. 1 und 2: Planetariumsvorplatz um 16:00 Uhr und um 17:30 Uhr

Beim Eintreffen um 16:00 Uhr war der Vorplatz noch einer der einsamsten Orte in Berlin. Mit der Zeit sollte sich das ändern.

Abb. 3: Warteschlange aufgenommen von rbb

Kurz vor 18:00 gab sich auch das Regionalfernsehen rbb (Rundfunk Berlin-Brandenburg) die Ehre. Der Sender übertrug später Teile der SoFi-Live-Übertragung live in seiner Abendschau.

Punkt 18:00 Uhr wurden die Türen geöffnet und die Karten ausgegeben.

Abb. 4: Eintrittskarte zu 0,00 EUR

Ob alle Anstehenden Karten bekommen haben, kann ich nicht sagen. Man hätte in der Warteschlange vielleicht bis 307 abzählen sollen. Einlass in den Planetariumssaal war dann gegen 19:15. Die Caterer im Foyer sollten ja auch nicht vergeblich angereist sein.

Pünktlich ab 19:30 erläuterte Planetariumsdirektor Tim Florian Horn das Geschehen, das sich im 360° Fulldome über den Teilnehmern abspielte. Zu meiner Überraschung hatten sich die Berliner an die Übertragung des Hamburger Planetariums angehängt. Etwas neidvoll („irgendetwas mache ich falsch“) berichtete Herr Horn von seinem Hamburger Kollegen, einem gewissen Björn Voss („das ist der Mann da mit dem Hut“), der auf Firmenkosten nach Texas geflogen sei und das Schauspiel nun vor Ort direkt miterleben könne. Die nächste Überraschung war, dass sich das Hamburger Aufnahmeteam gar nicht in Texas sondern in Mexiko befand um den über Texas angekündigten Wolkenbändern auszuweichen. Kein schlechter Schachzug, wie sich zeigen sollte.

Abb. 5: Prima Wetter in Mexico

Parallel wurden auch Sequenzen aus dem youtube-Kanal der NASA gezeigt, die den Stand der Bedeckung an mehreren Orten in den USA vor Augen führten.

Abb. 6: Wie sieht’s woanders aus?

Die bei solchen Übertragungen kaum zu vermeidenden Unterbrechungen durch kurzzeitiges Einknicken der Übertragungswege blieben dem Publikum nicht erspart. Darüber hinaus ging meinem Handy der Saft aus, sodass ich den weiteren Verlauf nicht mehr dokumentieren konnte. Nicht schlimm: Denn das haben ASL-Kollegen auf WhatsApp ja bravourös erledigt.

4 Fazit

Insgesamt ein netter Ausflug. Es dürfte sich lohnen – auch ohne SoFi – die Berliner Planetarien bei Gelegenheit einmal näher in Augenschein zu nehmen.

Bildnachweis

  • Beitragsbild: ZPG-Header, Stiftung Planetarium Berlin
  • Abb. 1, 2, 4, 5, 6: Privatfotos K. Ammann
  • Screenshot rbb-Abendschau (8. April 2024)
Berichte, POLARIS

Besuch bei einer Nachbarsternwarte

1 Die Hamburger Sternwarte in Bergedorf

Die Sternwarte in Hamburg-Bergedorf wurde noch zu Zeiten des Deutschen Kaiserreiches im Jahre 1912 eröffnet. Seitdem hat sie eine wechselvolle Geschichte hinter sich. Erwähnt sei hier, dass

  • der Optiker und Teleskopkonstrukteur Bernhard Schmidt hier tätig war. Ihm gelang 1930 die Herstellung einer asphärischen Korrektionslinse und damit die Erfindung des „Schmidt-Spiegels“. Dieser ermöglicht bis an den Bildrand der damaligen Fotoplatten komafreie Aufnahmen und  stellte damit eine der durchgreifenden Neuerungen in der Astrofotografie des 20. Jahrhunderts dar.
  • Walter Baade in den 1930er Jahren hier arbeitete, bevor er an das Mount-Wilson-Observatorium nach Kalifornien wechselte
  • Otto Heckmann, der die Sternwarte von 1942 bis 1962 leitete, die treibende Kraft beim Aufbau der Europäischen Südsternwarte ESO war. So wurde die Bergedorfer Sternwarte Gründungsort der ESO und Otto Heckmann ab 1962 deren erster Generaldirektor.
  • die Sternwarte seit 1968 ein eigenständiges Institut im Fachbereich Physik der Universität Hamburg darstellt

Im oben abgebildeten Hauptgebäude ist die über 70.000 Bände umfassende Bibliothek untergebracht. Sie enthält alle wichtigen astronomischen Veröffentlichungen der letzten 200 Jahre.

2 Der Förderverein

Die gesamte Sternwarte steht seit 1996 unter Denkmalschutz. In dem Zusammenhang wurde 1998 der „Förderverein Hamburger Sternwarte e.V.“ gegründet, dessen Ziele in erster Linie der Erhalt der Gebäude und der astronomischen Geräte der Sternwarte nach Maßgabe des Denkmalschutzes sind.

Darüber hinaus unterstützt der Verein die astronomische Öffentlichkeitsarbeit, indem er zum Beispiel Vortragsreihen zu astronomischen Themen anbietet – womit wir beim eigentlichen Thema wären.

3 Vortragsreihe „Von den Anfängen der Astronomie zur modernen Astrophysik“

Ende letzten Jahres erhielt ich eine Einladung im Rahmen einer von Gudrun Wolfschmidt (Professor emerita) organisierten Vortragsreihe einen Vortrag an der Hamburger Sternwarte zu halten. Diese Einladung habe ich sehr gerne angenommen, konnten wir ASLer uns doch so ein wenig revanchieren für die vielen Vorträge, die Referenten der Hamburger Sternwarte bzw. des Fördervereins bei uns in Lübeck gehalten haben.

Die Vorträge dieser Reihe finden einmal monatlich mittwochs abends statt (leider genau dann, wenn unsere Astrofotogruppe tagt) und zwar in dem besonderen Ambiente des historischen Bibliotheksraums im Sternwarten-Hauptgebäude (siehe beigefügtes Programm).

Abb. 1: Aktuelles Programm der Vortragsreihe „Von den Anfängen der Astronomie zur modernen Astrophysik“

4 Der Vortrag

Mein Vortrag fand am 20. März statt. Es handelte sich dabei um das bereits im November 2022 in Lübeck und im November 2023 am Karower Meiler gewählte Thema – leicht abgewandelt.

Abb. 2: Vortragsankündigung

Seit der Corona-Zeit hat sich der Besuch besagter Vortragsreihe so eingependelt, dass üblicherweise ein kleinerer Teil der Zuhörer vor Ort ist und der größere Teil die Veranstaltung per Zoom verfolgt. Im vorliegenden Fall waren es 20 Personen im Bibliotheksraum und 62 Teilnehmer per Zoom.

Immer dabei ist der langjährige Sternwartendirektor, Richard Schorr, der aus seinem Bilderrahmen wohlwollend auf die Veranstaltung hinunterschaut (siehe Foto).

Abb. 3: Auditorium im historischen Bibliotheksraum

Nach Ende des Vortrags fand sich eine kleine Gruppe um die Veranstaltung bei einer leiblichen Stärkung ausklingen zu lassen. Summa summarum ein gelungener Abend.

Bildnachweis:

  • Beitragsbild: CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=443173
  • Abb. 1: Förderverein Hamburger Sternwarte (FHS)
  • Abb. 2: Förderverein Hamburger Sternwarte (FHS), G. Wolfschmidt
  • Abb. 3: Foto G. Wolfschmidt

POLARIS, Serien

Das Sternbild Eridanus

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammenstellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Das Sternbild Eridanus gehört zu den ältesten Sternbildern und findet sich auch unter den 48 Sternbildern, die schon von Ptolemäus beschrieben wurden, wieder. Selbst aus der Sicht der damaligen Welt, ihre Länder befanden sich alle im Mittelmeerraum und somit näher am Äquator, stand dieses Sternbild nicht vollständig über dem Horizont. Es war seinerzeit eines der ausgedehntesten Sternbilder und steht auch heute noch flächenmäßig an sechster Stelle. Die heutige Schreibweise ist lateinisch, während sie im Griechischen Eridanos, also mit o lautete.

1.1 Mythologisches

In der griechischen Mythologie war der Eridanos ein großer Fluss am Ende der Welt. Wie alle mythologischen Quellen, Flüsse und Seen entstammt auch der Eridanos dem die Erde umfließenden Weltstrom Okeanós, dem ältesten Sohn des Uranos und der Erdmutter Gaia und Bruder und Gemahl seiner Schwester Tethys. Über letztere ist Okeanós Vater der Okeaniden. Phaethon, Sohn des Sonnengottes Helios und der Okeanide Klymene, lenkte einmal den Himmelswagen seines Vaters, auf dem die Sonne über das Firmament gefahren wurde, als Erfüllung eines Wunsches, den Helios seinem Sohn als Beweis seiner Vaterschaft gewährte. Trotz ernsthafter Bedenken und Warnungen bestand Phaethon auf dieser Fahrt. Er verlor jedoch recht bald die Kontrolle über die Rosse, kam dabei der Erde gefährlich nahe, verbrannte große Teile von Afrika und färbte somit die Haut der dort lebenden Menschen dunkel. Überstürzt lenkte er die Rosse nun gen Himmel und entzündete das Universum. Dabei ist die Milchstraße als feurige Spur entstanden. Bevor der Sonnenwagen den Olymp erreichte, sandte Zeus einen Blitzstrahl aus, der die Pferde stoppte und Phaethon aus dem Sonnenwagen schleuderte. Phaethon stürzte in den Eridanos, an dessen Ufer seine Schwestern, die Heliaden, seinen Tod beweinten. Letztere wurden in Schwarzpappeln verwandelt und ihre Tränen in Bernsteine.

Das Sternbild Eridanus sollte ursprünglich den Weg darstellen, den der himmlische Sonnenwagen während dieser Fahrt nahm. Später sah man darin den Fluss, in den der tote Phaethon stürzte.

Apollonios von Rhodos beschreibt nur sehr unklar, ob der Eridanos ein Fluss, ein Strom oder Meeresarm oder eher ein See ist. Seit Phaetons Sturz sollen dort immer noch Dämpfe aus dem Wasser steigen. Vögel, die den Ort überfliegen, würden inmitten des Sees in Flammen aufgehen. Es sei eine traurige Gegend, erfüllt von Dünsten und Brandgestank und in der Nacht höre man die schrillen Trauerschreie der Heliaden. Die Bernsteine, die man dort finde, seien den Kelten zufolge die versteinerten Tränen Apollons, der sich dort aufhielt, als er aus dem Olymp exiliert war. Der Eridanos mündet Apollonios zufolge in den Okeanos, in das Ionische Meer und mit sieben Mündungen in das Tyrrhenische Meer, eine ziemlich wirre Geographie.

Hesiod, ein griechischer Dichter, der um 700 v. Chr. als Ackerbauer und Viehhalter lebte, führt in seiner „Theogonie“ die Flüsse Eridanos und Nil getrennt auf, also als zwei voneinander verschiedene Gewässer.

Der Grieche Eratosthenes (um 240 v. Chr.) wiederum setzte den Eridanos mit dem Nil gleich, dem einzigen damals bekannten Fluss, der von Süden nach Norden fließt. Dies steht allerdings im Widerspruch mit der Bezeichnung für den damals südlichsten Stern Acamar für „Ende des Flusses“. Als Quelle müsste er wohl „Anfang des Flusses“ geheißen haben.

Publius Vergilius Maro (70 bis 19 v.Chr.), besser bekannt als Vergil, war ein lateinischer Dichter, der den Eridanus den „König der Flüsse“ nannte.

Anfänglich endete das Sternbild Eridanus bereits am Stern Acamar (θ Eridani), dem hellen Stern unter Fornax. Der Name leitet sich aus dem Altarabischen ab und bedeutet „das Ende des Flusses“. Denn vor etwa 3.500 Jahren lag Eridanus auf Grund der Präzession, das ist die Auswirkung der Taumelbewegung der Erdachse, noch 10 Grad südlicher als heute. Acamar kam auf der Insel Kreta gerade so auf bzw. über den Horizont. Der Name des heute südlichsten Sterns, Achernar, bedeutet ebenso „das Ende des Flusses“ oder „Flussmündung“. Somit dürfte der Eridanus schon von weitreisenden Völkern Kleinasiens in der Spätantike verlängert worden sein. Achernar lag damals auf minus 76° Deklination und konnte selbst in Ägypten nicht beobachtet werden.

Achernar wandert in den nächsten Jahrtausenden weiter Richtung Norden. In 500 Jahren wird er auf Kreta den Horizont erreichen, und von ca. 7.900 n. Chr. bis 10.500 n. Chr. sogar in Deutschland sichtbar werden. Danach wandert Achernar wieder Richtung Süden. Am nächsten am Südpol stand Achernar 3.360 v. Chr., damals auf minus 83° Deklination.

In der ägyptischen Mythologie ist der Himmelsfluss Eridanus die Grenze zwischen dem Reich der Lebenden und der Duat, der ägyptischen Totenwelt. Er wurde auch ‚Strom des Lebens‘ genannt. Der schakalköpfige Totengott Anubis unterstützte die Toten beim Überqueren des Eridanus. Der Eridanus entspringt am unteren Rand des Orion, dem Sternbild des Osiris.

Es gibt arabische Darstellungen von Achernar und Fomalhaut als ein Paar Strauße.

Der niederländische Seefahrer Pieter Dirkszoon Keyser, der nach 1595 zwölf „neue“ Sternbilder von seiner Südfahrt mitbrachte, benannte ihn auf „Den Nyli“ um, vermutlich als einen der vier Paradiesflüsse, in der Tradition des Eratosthenes, der den Eridanus als den ägyptischen Strom Nil gedeutet hatte. Dabei hatte schon Hesiod, wie oben erwähnt, diese zwei Flüsse eigenständig und getrennt abgehandelt. Als Nil findet sich der Eridanus auch bei Plancius und den von Jodocus Hondius gedruckten Himmelskarten. Johann Bayer verzeichnet ihn 1603 aber wieder als Eridanus in ptolemäischer Tradition.

1.2 Fluss während des Paläogens

Im Internet habe ich eine Abhandlung über den hypothetischen Fluss Eridanus gefunden, die ich hier in Wort und Bild mit Einzelnachweisen wiedergeben möchte; ist es doch interessant zu wissen, dass die heutige Ostsee mit dem Namen Eridanus in Verbindung steht.

Zitat:

https://de.wikipedia.org/wiki/Eridanus_(Geologie)

Der Eridanus (auch Eridanos) ist ein hypothetischer Fluss, der im Gebiet der heutigen Ostsee im Mittleren Eozän vor etwa 40 Millionen Jahren entstanden ist. Der Fluss verschwand im Pleistozän.

1.2.1 Namensherkunft

Der Name geht auf den Fluss Eridanus in der griechischen Mythologie zurück. Als „hypothetischer Fluss“ wird der Eridanus bezeichnet, weil geologische Befunde (z. B. Sedimente, die auf Ablagerungen in einem Delta deuten) die Existenz eines solchen Flusses nahelegen, ein direkter Nachweis (z. B. ein Erosionstal) aber nicht vorliegt.

1.2.2 Im Eozän

Der Eridanus entwässerte im Eozän Gebiete eines Subkontinents, der Teile des heutigen Skandinaviens und Russlands bis etwa zum Ural umfasste. Auf diesem Subkontinent wuchs während eines Zeitraums von 10 bis 20 Millionen Jahre der so genannte „Bernsteinwald“, der das Harz für den Baltischen Bernstein lieferte. Südlich dieses Gebietes befand sich ein Randmeer des Atlantischen Ozeans. Während des Priabonium (im Oberen Eozän) mündete dieser Fluss in einem ausgedehnten, mindestens 115 km breiten Delta (Chłapowo-Samland-Delta) ungefähr in dem Gebiet, in dem sich heute die Danziger Bucht (Ostsee) befindet. Aus den Sedimenten, die der Eridanus in seinem Delta ablagerte, entstand unter anderem die so genannte Blaue Erde, in der sich der weitaus größte Teil der Vorkommen des Baltischen Bernsteins befindet.[1] Es wird allerdings auch die These vertreten, dass die Bernsteinlagerstätten in diesem Gebiet in erster Linie durch Meerestransgression und nicht oder nur zu einem geringen Teil durch Flusstransport zu erklären sind.[2]

1.2.3 Im Pleistozän

Im Unteren Pleistozän, vor etwa 2 Millionen Jahren, erreicht der Fluss eine Länge von etwa 2.700 Kilometern, war also ähnlich lang wie die heutige Donau. Er entsprang in Lappland, floss durch das Gebiet des heutigen Bottnischen Meerbusens, weiter durch das Gebiet, in dem sich heute die Ostsee erstreckt, nach Westeuropa, wo er in einem Delta mündete, dessen Ausmaße mit denen des heutigen Amazonas oder des Mississippis verglichen wird. Geschiebefunde in den Niederlanden und Untersuchungen an Sedimenten aus dem Untergrund der Nordsee trugen dazu bei, die Hauptzuflüsse des Eridanus rekonstruieren zu können, der in der Cromer-Warmzeit (vor etwa 700.000 Jahren) versiegte.

1.2.4 Beziehung zwischen Eridanus und Baltischem Urstrom

Es wird in der Literatur auch die Auffassung vertreten, dass nur das Entwässerungssystem im Eozän, in dem der Baltische Bernstein in das Gebiet der heutigen Danziger Bucht transportiert wurde, korrekt mit dem von Barbara Kosmowska-Ceranowicz[1] eingeführten Begriff „Eridanus“ zu bezeichnen ist. Spätere Entwässerungssysteme im Gebiet der heutigen Ostsee in der Zeit des Miozän bis zum Pleistozän seien unabhängig hiervon entstanden und zutreffend als „Baltischer Urstrom“ oder „Baltischer Hauptstrom“ zu bezeichnen.[3]

Einzelnachweise
  1. B. Kosmowska-Ceranowicz: Bernstein – Die Lagerstätte und ihre Entstehung. In: Bernstein – Tränen der Götter. S. 165, Bochum 1996. ISBN 3-921533-57-0.
  2. Gerda Standke: Bitterfelder Bernstein gleich Baltischer Bernstein? – Eine geologische Raum- Zeit- Betrachtung und genetische Schlussfolgerungen. – In Exurs.f. und Veröfftl. DGG, 236: S. 11-33, Hannover, 2008.
  3. Meyer & Bartholomäus: Baltischer Urstrom und der Eridanos – eine Klarstellung. In: Geschiebekunde aktuell 29 (2): 57-58, Hamburg, Greifswald 2013.

Abb. 01: Rekonstruktion des Laufs des hypothetischen Flusses Eridanus im Pleistozän

Zitatende

2 Das Sternbild

Nach diesem Ausflug in die moderne Geowissenschaft kommen wir zu unserem Sternbild Eridanus zurück. Es sollte schon in der POLARIS 105 erscheinen, ist aber seinerzeit leider verloren gegangen. Hier ist die zwischenzeitlich überarbeitete Version.

Eridanus     Genitiv: Eridani     Abk.: Eri     dt.: Eridanus

Er zieht sich als Kette von Sternen beginnend über dem rechten Fußstern des Orion Rigel bis nahe an den südlichen Himmelpol hinab. Das Sternbild ist nicht sehr auffällig, da nur vier Sterne heller als die 3. Größenklasse sind. Von Mitteleuropa aus ist nur der nördliche Teil sichtbar. Als sechstgrößtes Sternbild mit einem Flächeninhalt von 1138 Quadratgrad (deg²) erstreckt es sich in Rektaszension von1h 24m 49s bis 5h 11m 13s und in Deklination von −57° 54′ 58″ bis +0° 24′ 13″. Wegen seiner südlichen Lage ist es erst ab 32° Nord vollständig zu sehen und bei 89° Süd verschwinden erst die nördlichsten Sterne. Für uns Nordeuropäer sind nur die nördlichsten Bereiche in den Wintermonaten etwa zeitgleich südlich mit dem Sternbild Taurus / Stier zu sehen. Beginnend mit dem Stern τ1Eridani zieht der Eridanus am 23. November um 22 Uhr für uns durch den Meridian und beendet seine Passage mit dem Stern b Eridani am 08. Januar. Bei absolut klarer Horizontsicht sind dann die Sterne υ1 und υ2 Theemin gerade auf der Horizontlinie in SSW sichtbar. Der Rest mit den Sternen  Acamar & Co bleibt für uns, wie schon oben erwähnt, von Nordeuropa aus unsichtbar.

Abb. 02: Sternbild Eridanus

Der Eridanus grenzt an neun Nachbarsternbilder. Dies sind von Norden im Uhrzeigersinn Taurus, Cetus, Fornax, Phoenix, Hydrus, Horologium, Caelum, Lepus und Orion.

2.1 Die Sterne

α Eri mit Namen Achernar oder Flussmündung steht fast an der südlichen Grenze zum Sternbild Kleine Wasserschlange; Hydrus und steht auf der Position RA 01h37m43s  / Dec  -57°14´12“ so weit südlich, dass er von Europa aus nicht zu sehen ist. Er ist mit 0m45 einer der zehn hellsten Sterne am Himmel, der hellste Stern im Sternbild und gehört der Spektralklasse B3 V an. Beobachtungen mit dem VLT-Interferometer zeigten 2003, dass er bei einem 6,3-fachen Sonnenradius mit mindestens 230 km/s entsprechend 1Std 24 Min / U rotiert und hierdurch im Verhältnis 2:1 abgeplattet ist. Sein Licht kommt von einer 18.700 K heißen Sternoberfläche und braucht bis zu uns 144 Jahre.

Nach diesem Stern sind der Mount Achernar und die Achernar-Insel in der Antarktis benannt.

β Eri hat den Eigennamen Cursa abgeleitet von Al Kursiyy al Jauzah  „die Fußbank des mittleren Einen“. Mit 2m79 ist er der zweithellste Stern mit einer Oberflächentemperatur von 8.360 K. Sein Licht verrät einen AIIIvar-Stern und braucht nur 89 Jahre bis zu uns. Seine Position, RA 05h07m51s / Dec .05°05´11“, markiert die nordöstlichste Ecke des Sternbildareals. Er steht etwas nördlich des Sterns Rigel.

Al Kursiyy al Jauzah war ursprünglich der Name einer Sternenkonstellation, bestehend aus β, λ und ψ Eridani und τ Orionis. In einem NASA-Katalog der Sterne sind hierfür jedoch nur β, λ und ψ Eridani aufgeführt. Im Chinesischen wird die 4er Konstellation Yù Jǐng, „die Jade Well“ genannt. β Eridani selbst ist bekannt als „der dritte Stern von Jade Well“ Yù Jǐng sān.

γ Eri ist 2m95 hell, trägt den arabischen Eigennamen Zaurac, was „Boot“ bedeutet und ist etwa 210 Lichtjahre von uns entfernt. Seine Position  ist RA 03m58m02s / Dec -13°30´31“ und sein orangerotes Licht verrät einen Spektraltypen M1 IIIb Ca mit starken Calciumlinien. In alten Aufzeichnungen ist es das Fährschiff, welches die Seelen der Toten über den Fluss Eridanus bringt.

δ Eri gehört der Spektralklasse K0 IV an, besitzt eine scheinbare Helligkeit von 3m5 und ist ca. 30 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Der Stern trägt die historischen Eigennamen Rana für „Frosch“ sowie Theemini. Delta Eridani ist ein Unterriese, der sich im Übergang vom Wasserstoff-Brennen zur Helium-Fusion befindet. Sein Alter  wird auf rd. 8 Milliarden Jahre geschätzt. Wir finden Delta Eridani auf der Position RA 03h43m15s / Dec -09°45´48“, wo er bei 2 ½-fachem Sonnendurchmesser eine Rotationsdauer von 116 Tagen zeigt.

ε Eri ist mit 10,7 Lichtjahren Entfernung einer der nächsten Nachbarn unserer Sonne. Er leuchtet mit 3m72 als K2 V-Stern in orange von einer etwa 5.100 K heißen Sternoberfläche von der Position RA 03h32m56s / Dec -09°27´30“. Epsilon Eridani ist nur 4/5 so groß wie unsere Sonne, dreht sich in 12 Tagen einmal um sich selbst und hat, wie 1998 entdeckt wurde, eine Staubscheibe, aus der sich Planeten entwickeln. Ein erster Planet wurde im Jahr 2000 nachgewiesen und Epsilon Eridani b benannt. Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops bestätigten Anfang Oktober 2006 die Existenz des Exoplaneten.

Arabische Siedler entlang der Ostküste Afrikas bedachten den Stern vor fast 700 Jahren gelegentlich mit dem Namen Aṣ-Ṣādira: „die zurückkehrenden Strauße“. Nach einem öffentlich ausgeschriebenen Wettbewerb der IAU erhielt er im Dezember 2015 den Namen „Ran“.

ζ Eri hat den Eigennamen Zibal, ist etwa 110 Lichtjahre entfernt, 4m8 hell und 5.100 K heiß.  Zeta Eridani gehört der Spektralklasse A5m an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 4,8 mag. Der Stern steht auf der Position RA 03h15m50s / Dec -08°49´11“. Hier haben wir einen spektroskopischen Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 17 Tagen und 21 Stunden. Der Hauptstern ist spektral ein A9m-Typ. Das System weist einen signifikanten Infrarot-Überschuss bei 70µm auf, was auf einen Asteroidengürtel im Abstand von 31 AU hindeutet.

η Eri mit dem arabischen Eigennamen Azha für Brutplatz ist ein 3m9 heller, orange leuchtender K1 III-Stern, der je nach Quelle in 121 bzw. 137 Lichtjahren Entfernung steht. Wir finden ihn noch gut über dem Horizont in der Nähe der Sternbildgrenze zum Cetus auf der Position RA 02h56m26s und Dec -08°53´53“.

θ Eri trägt den Eigennamen Acamar und markierte in der Frühzeit das Ende des Flusses Eridanus (siehe oben). Acamar ist ein Doppelstern in 160 Lichtjahren Entfernung, der bereits mit einem kleineren Teleskop getrennt werden kann. Zwei Sterne der Helligkeiten 3m3 und 4m4 umkreisen sich in 8,2“ Abstand. Die Sterne gehören den Spektralklassen A1 und A4 an und leuchten somit weiß von rund 10.000 K heißen Sternoberflächen.

ο Eri heißt auch Beid und ist ein 4m1 heller, gelb leuchtender Stern der Spektralklasse F2 III mit 7.500 K Oberflächentemperatur. Sein Licht überbrückt die Distanz zu uns in 200 Jahren.

ο2 Eri hat den Eigennamen Keid und ist ein Dreifachsystem in nur 15,9 Lichtjahren Entfernung. Der Hauptstern ist mit 4m5  etwa so groß wie unsere Sonne und ein K1-Typ. Eine der Komponenten ist ein weißer Zwergstern der Spektralklasse A2 mit etwa 10.000 K Oberflächentemperatur, der nur den doppelten Erddurchmesser besitzt und nur 9m7  hell ist. Dieser Stern ist wegen der geringen Entfernung der am einfachsten zu beobachtende weiße Zwerg, denn er wird bereits in einem Amateurteleskop sichtbar. Er begleitet den Hauptstern in 83“ Abstand. In einem größeren Teleskop wird auch die dritte Komponente, ein roter Zwergstern mit 10m8, sichtbar.

υ2 Eri wird auch Theemin oder Beemin genannt. Ypsilon2 Eridani steht an der Grenze zum Sternbild Caelum und scheint von dort mit 3m8 über eine Entfernung von 200 Lichtjahren. Er gehört der Spektralklasse G9 III an, leuchtet gelblich von einer etwa 5.000 K heißen Oberfläche und seine Koordinaten sind RA 04h33m40s und Dec -30°40´0“.

τ2 Eri trägt den arabischen Eigennamen Angetenar, aus ḥināyat und nahr, und bedeutet „Biegung des Flusses“. Angetenar gehört der Spektralklasse K0 III an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 4m7. Er befindet sich in einer Entfernung von ca. 187 Lichtjahren.

2.2 Deep Sky Objekte

Im Areal des Sternbildes Eridanus gibt es zahlreiche Galaxien, die zusammen den Eridanus-Galaxienhaufen bilden. Einige helle, von uns aus sichtbare Galaxien möchte ich nachfolgend vorstellen. Auf den dazugehörigen Aufnahmen sind viele dieser Haufengalaxien im Hintergrund zu sehen.

NGC 1132 ist eine seltene elliptische Riesengalaxie und liegt in rund 320 Millionen Lichtjahren Entfernung auf der Position RA 02h52m52s und Dec -01°16´29“. Sie bleibt damit für uns noch über dem Horizont und ist mit einer Flächenhelligkeit von 13m6 bei einer Ausdehnung von 2,5´x 1,3´ schon in mittleren Teleskopen sichtbar. Diese Galaxie wurde am 23. November 1827 von John Frederick William Herschel, Sohn des deutsch-britischen Astronomen Wilhelm Herschel, entdeckt. Auf einem Hubble-Bild (siehe nachstehend), das aus Beobachtungen in den Jahren 2005 und 2006 entstand, sind rund um NGC 1132 zahlreiche alte Kugelsternhaufen zu sehen, die vermutlich früher zu den zahlreichen normalen Galaxien gehörten, die in NGC 1132 durch Verschmelzung aufgegangen sind. NGC 1132 befindet sich in einem gewaltigen Halo aus Dunkler Materie. Eine ähnliche Ansammlung von Dunkler Materie findet man sonst nur in großen Galaxiengruppen mit bis zu 100 Mitgliedern. Die Riesengalaxie weist eine starke Röntgenstrahlung auf, die auf heißes Gas zurückzuführen ist. Auch dieses heiße Gas findet man in der Regel nur in großen Galaxiengruppen. Das Röntgenleuchten von NGC 1132 hat eine enorme Intensität und erstreckt sich über einen Bereich, der etwa zehnmal größer ist als die Ausdehnung der Galaxie  selbst. NGC 1132 hat einen Radius von 120.000 Lichtjahren und wir sehen heute den Zustand, wie er vor 320 Millionen Jahren war.

Abb. 03: NGC 1132 (HST)

NGC 1232 ist eine Balkenspiralgalaxie vom Hubble-Typ SAB(rs)c. Wir finden sie östlich des Sterns Angetenar = τ2 Eridani auf der Position RA 03h09m45s / Dec -20°34´45“. Sie hat eine Helligkeit von 9,8 mag und eine Winkelausdehnung von 7,4′ × 6,5′. Die Galaxie ist rund 100 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 200.000 Lichtjahren. Mit ihrem scheinbaren Begleiter PGC 11834, auch als NGC 1232A bezeichnet, bildet NGC 1232 das Objekt Arp 41. NGC 1232A ist vom Hubble-Typ SBm, hat eine visuelle Helligkeit von 14m7 bei einer Winkelausdehnung von 0,9´ x 0,7´. Ihre Entfernung wird mit 93 Megaparsec angegeben. Gérard de Vaucouleurs entdeckte 1982 die vierfache Rotverschiebung gegenüber NGC 1232, was bedeutet, dass NGC 1232A ein Satellit von NGC 1232 ist. Halton Arp diskutiert dieses Problem im Jahr 1982 mit G. de Vaucouleurs, und entdeckt, dass NGC 1232A in Wechselwirkung mit NGC 1232 steht und dass  die Asymmetrien in NGC 1232 das Ergebnis dieser Interaktion darstellen. G. de Vaucouleurs schlug in einem Gespräch mit Arp vor, dass NGC 1232A entfernter ist als NGC 1232 mit folgenden Argumenten: Die Helligkeit und auch der Durchmesser von NGC 1232A würden zeigen, dass die Galaxie tiefer im Raum stehe. Wenn NGC 1232A die gleiche Entfernung wie NGC 1232 hätte, wäre sie weniger brillant als für die Art der Galaxie erwartet.

Halton Arp hielt dagegen: Große Galaxien haben in der Regel solche Begleiter. Galaxien wie NGC 1232A sind bekannt für ihre geringere Brillanz, für Anomalien und ihre geringere Helligkeit und in der Regel nicht im Universum isoliert, sondern ein Begleiter größerer Galaxien. Eine ähnliche Situation gilt für NGC 1232B, eine Begleitspiralgalaxie von NGC 1232, mit einer Rotverschiebung von etwa 28.000 km / s.

Detaillierte Beobachtungen neueren Datums lassen auf das Vorhandensein von dunkler Materie in bedeutendem Ausmaß schließen. Die große Galaxie wurde am 20. Oktober 1784 von Wilhelm Herschel entdeckt.

Abb. 04: NGC 1232 mit Satellitengalaxie NGC 1232A (VLT)

NGC 1291 = NGC 1269 erscheint auf den ersten Blick als Ringgalaxie. Sie ist aber eine Balkenspiralgalaxie vom Typ SBa in 33 Millionen Lichtjahren Entfernung. Die Galaxienklasse, die einen Balken quer durch die Zentralregion aufweist, wurde zuerst von H. D. Curtis erkannt und mit der Bezeichnung Balkenspiralgalaxie belegt. NGC 1291 hat eine Ausdehnung von 9,8′ × 8,3′ und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 8m5 und eine Flächenhelligkeit von 13m4 pro Quadratgrad. Sie ist damit die hellste Galaxie im Eridanus. Wir Nordeuropäer finden sie gerade noch auf der Position RA 03h17m18s und in Dec -41°06´57“ östlich vom Stern Acamar. NGC 1291 wurde 1826 von James Dunlop entdeckt und als Dun 487 katalogisiert. 1836 beschrieb John Herschel das Objekt erneut. Als schließlich Johan Ludvig Emil Dreyer den 1888 veröffentlichten New General Catalogue erstellte, erkannte er diese Doppelbeobachtung nicht und vergab die Nummern NGC 1291 für Dunlops und NGC 1269 für Herschels Nebelbeschreibung.

Abb. 05: NGC 1291 (J. Pöpsel, Capella Observatory)

NGC 1300 ist eine schön ausgeprägte Balkenspiralgalaxie nordöstlich der Galaxie NGC 1232. Sie hat einen Durchmesser von etwa 115.000 Lichtjahren und befindet sich in einer Entfernung von 21 Megaparsec, das sind rund 70 Millionen Lichtjahre, auf der Position RA 03h19m41s / Dec -19°24´40“. Die Galaxie hat eine visuelle Helligkeit von 10m3, eine Flächenhelligkeit von 13m7 und eine Winkelausdehnung von 6,0′ × 3,3′. Das Zentrum der Galaxie weist zusätzlich eine interessante Spiralstruktur mit einem Durchmesser von ca. einem Kiloparsec auf. Die Galaxie NGC 1300 wurde am 11. Dezember 1835 von dem britischen Astronomen John Herschel entdeckt und ist Mitglied des Eridanus-Galaxienhaufens.

Abb. 06: NGC 1300 (HST)

NGC 1531 ist eine elliptische Galaxie vom Hubble-Typ E/S0? pec, steht etwa 5 Millionen Lichtjahre hinter NGC 1532 und hat bei einer Winkelausdehnung von 1,38´ x 0,95´ einen realen Durchmesser von etwa 20.000 Lichtjahren. Auf diese Fläche verteilt sich ihre Helligkeit von 11m9. Die Galaxie NGC 1531 wurde erst mit verbesserter Teleskopoptik am 19. Oktober 1835 von John Herschel von NGC 1532 getrennt und somit als eigenständig entdeckt. Neuere Forschungen haben ergeben, dass sie mit der wesentlich größeren Galaxie NGC 1532 sogar über den riesigen gegenseitigen Abstand (s. o.) in gravitativer Wechselbeziehung steht.

NGC 1532 ist eine Spiralgalaxie vom Hubble-Typ SB(s)b pec, hat eine visuelle Helligkeit von 9m8 und eine Flächenhelligkeit von 13m6 bei einer Winkelausdehnung von 12,6′ × 3,3′. Sie ist rund 50 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt auf der Position RA 04h12m04s / Dec -32°52´27“ und hat einen Durchmesser von etwa 180.000 Lichtjahren.
Das Objekt steht mit der wesentlich kleineren linsenförmigen NGC 1531 in gravitativem Kontakt, was im untenstehenden Bild sehr schön an den Verformungen und Sternentstehungsgebieten erkennbar ist. NGC 1531 wird in ferner Zukunft mit NGC 1532 verschmelzen. Die große Galaxie wurde am 29. Oktober 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt.

Abb. 07: NGC1531 klein und  NGC 1532 groß und verformt (VLT)

NGC 1535 ist ein planetarischer Nebel in 5.000 bis 6.000 Lichtjahren Entfernung auf der Position RA 04h14m16s und Dec -12°44´22. NGC 1535 ist der hellste planetarischen Nebel im Sternbild Eridanus. Wir finden ihn östlich des Sterns Zaurac. Er wurde am 1. Februar 1785 von Wilhelm Herschel entdeckt. Die Helligkeit von NGC 1535 mit 9m6 auf einer Fläche von 0,74´ x 0,7´ reicht zwar für eine Beobachtung in einem kleinen Teleskop ab ca. 70 mm Öffnung aus, dort wird man allerdings nur ein schwaches, stellares Objekt vorfinden. In einem größeren Teleskop ab ca. 6 Zoll Öffnung ist NGC 1535 bereits sehr auffällig. Der 12-mag-Zentralstern mit der Katalogbezeichnung HD 26847 (BD -13° 842) ist aber selbst mit 10 Zoll Öffnung etwas schwierig zu beobachten. Eine erfolgreiche Beobachtung setzt ein entsprechend gutes Seeing voraus. Erst in noch größeren Teleskopen werden Strukturen darin sichtbar, die zur Benennung „Cleopatras Auge“ führten. Diesem planetarischen Nebel wird eine gewisse Ähnlichkeit mit NGC 2392, dem Eskimonebel im Sternbild Zwillinge, nachgesagt.

Abb. 08: NGC 1535 (A. Block, Mount Lemmon Observatory)

Im Jahr 2007 wurden bei Untersuchungen von 93 Quasaren auch als »Voids« bekannte Regionen mit etwa 15% niedrigerer Dichte an Objekten und dunkler Materie entdeckt, die für gewöhnlich etwa 100 Millionen Lichtjahre durchmessen und damit um eine ganze Größenordnung kleiner sind als die jetzt aufgespürte riesige Struktur. Im Jahre 2014 wurde im Sternbild Eridanus nämlich ein Novum entdeckt, welches als „Eridanus Supervoid“ bekannt wurde. In einer Region, welche etwa eine Milliarde Lichtjahre Ausdehnung hat, gibt es so gut wie keinerlei Sterne, keine Galaxien, keine schwarzen Löcher und auch keine Indizien für dunkle Materie. Deshalb benannten deren Entdecker, István Szapudi und seine Kollegen von der Universität Hawaii, dieses Gebilde auch Supervoid. Für ihre Untersuchung nutzten sie Daten des Pan-STARRS1-Teleskops auf Maui, Hawaii, sowie des Orbital-Teleskops WISE, des Wide Field Survey Explorers, um eine dreidimensionale Karte der Galaxienverteilung in der Region um den Cold Spot, den Kalten Fleck, zu erstellen.

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise:

  • Internet Wikipedia, the free media repository
  • Lexikon der griech. und röm. Mythologie                 Hunger, Herbert
  • Sternbilder von A bis Z                                                        Rükl, A.
  • Wikipedia Enzyklopädie                                                    div. Autoren
  • Die großen Sternbilder                                                       Ridpath, Ian

Quellenangaben der Abbildungen

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

POLARIS, Serien

Das Sternbild Oktans – Oktant

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels    

1 Der Name

Der Oktant ist ein nautisches Gerät zur Messung von Winkeln. Sein Name bezieht sich auf den Umfang der angebrachten Skala von 45° (lat. octans = achter Teil/einem Achtel-Kreis). Der Messumfang beträgt aber wegen der Spiegelung im Strahlengang das Doppelte (nämlich 90°). Entsprechend ist die Skala eingeteilt. Über zwei Spiegel, von denen einer beweglich ist, können die Bilder zweier Objekte nebeneinander platziert und so der Abstand zwischen den beiden bestimmt werden. In der Seefahrt konnte auf diese Art und Weise in Verbindung mit einer präzisen Uhr die Höhe der Sonne zur Mittagszeit bestimmt werden; daraus lässt sich der Breitengrad ermitteln, auf dem man sich befindet. Solche Spiegeloktanten ermöglichten also Messungen in einer für die damalige Zeit sensationellen Geschwindigkeit und Genauigkeit. Ende des 18. Jahrhunderts wurde er durch den moderneren Sextanten ersetzt, der auch größere Winkelabstände als 90° messen konnte.

Der Oktant wurde vom englischen Astronomen und Mathematiker John Hadley zusammen mit seinen Brüdern George (1685–1768) und Henry (* 1687) entwickelt und 1731 der Royal Society in London vorgestellt. Zuerst als Hadley-Quadrant bezeichnet, wurde er zum Vorläufer der moderneren Sextanten. Der Messfehler war bei diesen frühen Geräten recht groß, sodass die Position oft nur sehr ungenau bestimmt werden konnte. Oft betrug die Abweichung mehrere Kilometer. Bei den ersten Modellen kam erschwerend dazu, dass sich das Holz im nassen Meeresklima verziehen konnte. Die Probleme bei der Positionsbestimmung in der Ära der Segelschiffe mit diesem Gerät lässt sich sehr gut nachvollziehen, ebenso wie die Technik dahinter. Die ursprünglich rund 50 cm großen Holzinstrumente konnten durch Nutzung von Messing auf ein handlicheres Maß verkleinert werden.

Ebenfalls im Jahr 1731 entwickelte Thomas Godfrey einen Oktanten in den Amerikanischen Kolonien.

Es ist übrigens noch gar nicht so lange her, dass die alleinige Methode der Ortsbestimmung auf hoher See die Ermittlung der Höhe eines Gestirns über dem Horizont war bzw. die Abstände der Gestirne untereinander. Da der Oktant nur Winkel bis zu 90° messen kann − also bei der Längenbestimmung durch die sog. Monddistanzen nur eingeschränkt brauchbar war − wurde er im späten 18. und frühen 19. Jahrhundert durch den Sextanten verdrängt.

Nach wie vor sind diese Methoden neben GPS, also satellitengestützten Systemen, in der Seefahrt im Einsatz.

Und so funktioniert der Oktant

Der bewegliche Arm (die Alhidade) wird auf 0° gestellt, anschließend wird durch das Peilloch der Horizont anvisiert. Er muss zweimal sichtbar sein – das untere Glas ist nur zur Hälfte verspiegelt, sodass man auf der linken Seite geradeaus sieht und rechts daneben das Bild des oberen Spiegels sieht. Dann wird die Alhidade und mit ihr der zweite Spiegel so verstellt, dass man das Bild des Sterns, dessen Höhe man messen will, auf einer Höhe mit dem Horizont sieht. Für die Bestimmung der Sonnenhöhe gibt es einschwenkbare Filter, um das Licht zu dämpfen und den kurzzeitigen Blick in die Sonne zu ermöglichen, ohne gleich Augenschäden davonzutragen.

Darum beherzigen und beachten Sie folgende Warnung:

„Nehmen Sie niemals die Sonne ohne eingeschwenkte Filter ins Besteck, um keine Augenschäden zu riskieren!“

Auf der Gradskala am unteren Ende des Sextanten können Sie dann die Höhe des Gestirns über dem Horizont ablesen.

Bild 01: Oktant aus Metall mit Nonius und Feineinstellung

2 Das Sternbild

Octans     Genitiv: Octantis     Abk.: Oct     dt.: Oktant

Auch das Sternbild Oktant wurde als eines von 14 Sternbildern in den Jahren 1751 / 1752 von dem französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille eingeführt. Es soll an den Oktanten erinnern, ein Instrument, das von den Seefahrern seiner Zeit zur Positionsbestimmung und zur Messung von Winkelabständen genutzt wurde und noch bis weit ins 19. Jahrhundert in der Navigation zur Bestimmung der geografischen Breite in Gebrauch war. Auf Johann Elert Bode´s Uranographia von 1801 erschien de Lacailles neues Sternbild unter dem Namen „Octans Nautica“.

Bild 02: Oktant in J. E. Bode´s Uranographia von 1801

Der Oktant ist das südlichste Sternbild schlechthin, denn der Himmelssüdpol liegt in seinen Grenzen. Leider gibt es hier keinen hellen Stern, der analog zum Polaris in der Kleinen Bärin diesen wichtigen Punkt markieren könnte. Der nächstgelegene, heute ca. 1° vom südlichen Himmelspol entfernte und mit bloßem Auge sichtbare Stern ist der nur 5m45 helle σ Octantis, der neuerdings auch Polaris Australis genannt wird.

Dies ist aber, dank der Erdachsenpräzession, nur eine vorübergehende Rolle, denn der Pol verlagert sich in ca. 27.000 Jahren einmal rundum auf einer angenäherten Kreisbahn, deren Mittelpunkt der Ekliptikpol bildet. Im Jahr 1870 stand Sigma Octantis dem Himmelssüdpol am nächsten. Den hellsten Polastern werden die Bewohner der Südhalbkugel zwischen den Jahren 5000 und 11.000 haben. Dann wandert der Pol nämlich durch die Sternbilder Carina und Vela. Somit wird in den Jahren 8000 bis 9000 das „Falsche Kreuz“ ein sehr markanter Wegweiser zum Himmelssüdpol sein.

Einen Anhaltspunkt für die Position des Himmelspols erhält man, wenn man die geographische Breite seines Beobachtungsstandortes kennt. Der Pol steht so viele Grad über dem Horizont, wie es der Gradzahl des Breitenkreises des Beobachtungsstandortes entspricht. Dies gilt sowohl für den Himmelssüdpol als auch für den -nordpol.

Eine weitere grobe Aufsuchhilfe ist das Sternbild Dorado (Schwertfisch). Verlängert man den Bogen der Hauptsterne links an der GMW vorbei nach Süden, trifft man auf den Himmelssüdpol, der sich dann vor den figurbildenden Sternen des Oktanten befindet.

Zudem bildet der südliche Himmelspol mit den beiden Magellan´schen Wolken ein angenähertes gleichseitiges Dreieck.

Da dieses Sternbild mit seinen Grenzen den Himmelssüdpol umschließt, erstreckt es sich in Rektaszension von 0h00m00s bis 24h00m00s, also um einen Punkt, aber in Deklination reicht es von diesem Punkt, also von -90°00´00“, bis hinauf auf -74°18´14“ und beinhaltet dabei 291 Quadratgrad. Somit ist dieses Sternbild erst ab dem Äquator vollständig sichtbar.

Seine Nachbarsternbilder sind Inder, Pfau, Paradiesvogel, Chamäleon, Tafelberg, Kleine Wasserschlange und Tukan.

Meteorströme sind aus dieser Region keine bekannt.

2.1 Die Sterne

ν Oct ist mit 3m76 der hellste Stern im Sternbild Oktant. Es handelt sich um einen spektroskopischen Doppelstern mit einer Periode von 2,9 Jahren. Die Hauptkomponente ist ein orange leuchtender Unterriese der Spektralklasse K0III mit einer Oberflächentemperatur von 4860 K in rund 70 Lichtjahren Entfernung. Seine Position ist α 21h41m28,8s / δ -77°23´24,2“. Dieser  Stern hat seinen Kernwasserstoff verbraucht und sich ausgedehnt. Der sekundäre Stern ist wahrscheinlich ein roter Zwerg von sehr geringer Masse. Im Jahr 2009 wurde angenommen, dass das System einen Exoplaneten enthält, was auf Störungen in der Orbitalperiode basiert. Eine prograde Lösung wurde schnell ausgeschlossen, aber eine retrograde Lösung bleibt eine Möglichkeit. Allerdings könnten die Variationen auch darauf zurückzuführen sein, dass der sekundäre Stern selbst ein enger Doppelstern ist. Die Bildung eines Planeten in einem solchen System wäre aufgrund von dynamischen Störungen nämlich schwierig.

β Oct ist 140 Lichtjahre entfernt. Es handelt sich um einen 4m13 weiß leuchtenden Stern der Spektralklasse A9 IV mit einer Oberflächentemperatur von 8000 K auf der Position α 22h46m03,5s / δ -81°22´53,8“. Beta Octantis ist ein wahrscheinliches astrometrisch binäres Sternensystem und liegt etwa 149 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Es bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von +19 km / s von der Sonne weg.

δ Oct steht auf der Position α 14h26m55,2s / δ -83°40´04,4“, ist ein 4m31 heller orange leuchtender Stern der Spektralklasse K2III mit einer Oberflächentemperatur von 4300 K. Er ist schon 4,3 Milliarden Jahre alt, also fast so alt wie unsere Sonne und ist von ihr 299 Lichtjahre entfernt.

θ Oct ist ein 4m78 heller, orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K3III mit einer Oberflächentemperatur von 4200 K auf der Position α 00h01m35,7s / δ -77°03´56,6“ in einer Distanz zu uns von 217 Lichtjahren.

σ Oct steht dem Himmelssüdpol von den mit bloßem Auge sichtbaren Sternen am nächsten. Als Aufsuchhilfe ist Sigma Octantis jedoch nicht besonders geeignet, weil er mit nur 5m45 viel zu unauffällig und heutzutage nur unter sehr guten Bedingungen direkt zu sehen ist. Trotzdem wird er auch Polaris Australis genannt. Er ist ein weißer Unterriese der Spektralklasse F0III in 270 Lichtjahren Entfernung.

γ1 Oct ist ein einzelner, gelb leuchtender Stern mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit  von 5m1, was bedeutet, dass er gerade hell genug ist, um für das bloße Auge schwach sichtbar zu sein. Dabei befindet sich dieser Stern etwa 265 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Es bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von +15,4 km / s von der Sonne weg. γ1Octantis ist ein roter, weiterentwickelter G-Typ-Riesenstern mit einer Sternklassifikation von G7 III und einer Photosphärentemperatur von 5150 K. Er erzeugt seine Energie durch Heliumfusion in seinem Kern. Der Stern hat eine geschätzte 1,81fache Sonnenmasse und hat sich auf den 11fachen Sonnenradius ausgedehnt.

α Oct ist, obwohl er von Johann Bayer in seinem Sternatlas Uranometria als „Alpha“ Stern bezeichnet wird, nicht der hellste Stern im Sternbild – dieser Titel gehört Nü Octantis. Alpha steht auf der Position α 21h04m43,1s / δ -77°01´25,6“, hat eine visuell scheinbare Gesamtgröße von 5m15 und ist ein spektroskopischer Doppelstern, der aus zwei Riesensternen der Spektraltypen F4III und F5III mit Photosphärentemperaturen um 6300 K besteht. Diese umkreisen sich mit einer Periode von etwas mehr als 9 Tagen. Das Paar wurde als bedeckungsveränderliches Doppelsternsystem vom Typ Beta Lyrae klassifiziert. Es ist eine helle Röntgenquelle mit einer Leuchtkraft von 22,78 × 1029 erg s-1 und steht in einer Raumtiefe von 148 Lichtjahren.

2.2 Deep Sky Objekte

NGC 2573 ist eine Balkenspiralgalaxie vom Hubble-Typ SBc auf der Position RA 01h41m53,2s /  Dec -89°20´03“. Sie ist nur 13m4 hell und hat eine Winkelausdehnung von 1,9´ x 0,7´ bei einer Entfernung von 128,2 Millionen Lichtjahren. Sie wird auch Polarissima Australis genannt und wurde am 29. März 1837 vom britischen Astronomen John Herschel entdeckt. Er notierte: „Neb Polarissima Australis. Schwach, rund, allmählich ein wenig heller in der Mitte. Fast auf halbem Weg zwischen einem Stern der 10. Größe südlich davon und einem kleinen Dreieck der Sterne 11., 13. und 13. Magnitude im Norden.“ Diese Galaxie zeigt sich als kleiner Lichtfleck mit geringer Oberflächenhelligkeit, der von Ost nach West leicht gestreckt ist.

NGC 2573A und NGC 2573B/PGC 70533  sind ein wechselwirkendes oder sogar kollidierendes Galaxienpaar auf der Position RA 23h07m32.6s / Dec -89°07’00 „. Sie bringen ein gemeinsames Licht von nur 14m6 bei einer Winkelausdehnung von 1,7 ‚x 0,6´.
NGC 2573A und NGC 2573B sind keine echten NGC-Objekte, sondern im Volksmund so genannt, weil sie im allgemeinen Bereich von NGC 2573 liegen. PGC70680 ist 115 Millionen Lichtjahre von uns entfernt und hat einen wahren Durchmesser von 70.000 Lichtjahren. Sie ist vom Hubble-Typ eine SBb und zeigt sich als ein  länglicher Nebelfleck in Nord-Südrichtung. PGC70533 ist eine Galaxie vom Typ IBm pec fast in Kantenstellung und somit auch nur ein kleiner, dünner Lichtstreifen mit einer Ausrichtung quer zu PGC 70680. Bei fast gleicher Raumtiefe hat diese Galaxie einen wahren Durchmesser von 50.000 Lichtjahren.

NBGC 6438 / PGC 61793 und NGC 6438A bilden ein interagierendes Galaxienpaar, das im Okular einen sehr ungewöhnlichen Anblick bietet. John Herschel entdeckte es am 2. Juni 1835. Es befindet sich auf der Position RA 18h22m15,9s / Dec -85°24´06“. Sie erscheinen als ein kleines, rundes, mit 11m7 mäßig helles Leuchten mit einem schwachen, diffusen, länglichen, bogenförmigen Glühen an seiner östlichen Seite. Zusammen haben sie eine Winkelausdehnung von 1,6´x 1,4´. Das runde Gebilde ist NGC 6438; das schwache bogenförmige Leuchten kommt von NGC 6438A. In der Galaxie NGC 6438 ist ein Nukleus zu sehen und mit indirektem Sehen leicht zur Mitte aufhellt. Das bogenförmige Leuchten von NGC 6438A ist bei Einsatz spezieller Filter sichtbar. Es tritt dort auf, wo NGC 6438A mit ihrem Begleiter kollidiert.

Bild 03: Galaxienpaar NGC 6438 und NGC 6438A

NGC 7098 ist eine mit 11m3 leuchtende Galaxie vom Hubble-Typ (R)SAB(rs)a auf der Position RA 21h44m16.4s /  Dec -75°06’43”. Sie hat eine Winkelausdehnung von  4.1’ x 2.6’. John Herschel entdeckte NGC 7098 am 22. September 1835. Er notierte: „pF; R; erstes vg, das psbM; in einem Feld mit vielen großen Sternen und stark gepunktet.“ Diese Galaxie zeigt sich als ziemlich schwach leuchtend, hat einen breiteren helleren Kern, der leicht balkenförmig erscheint. Ein indirektes Sehen zeigt einen sehr schwachen äußeren Halo mit leicht ungleichmäßiger Helligkeit. In der gleichen Richtung liegen mehrere Hintergrundgalaxien, die aber nur den Großteleskopen oder Fotografien zugänglich sind.

Bild 04: NGC 7098

2.3 Sonstiges

Quellenangaben der Abbildungen

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

POLARIS, Serien

Das Sternbild Pyxis – Schiffskompass

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Was die Symplegaden in antiker Vorzeit nicht geschafft haben, ist vom französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille 1752 bei seiner Kartographierung des Südhimmels erreicht worden – die Zerlegung der Argo Navis in mehrere ihrer Hauptbestandteile. Noch im 2. Jahrhundert unserer Zeit benannte Claudius Ptolemäus einzelne Sterne dieses großen südlichen Sternbildes nach Details der Argo, so unter anderem ein Grüppchen oberhalb der Segel als „Malus“, den Mast. Als nordwestlichstes Teil wurde dieser obere Mast samt Mastkorb zum heutigen Sternbild Pyxis Nautica, dem Schiffskompass. Hierbei handelt es sich jedoch nicht um einen Ausrüstungsgegenstand der Argo sondern um eines der neun wissenschaftlichen Geräte, die Lacaille mit der 1756 veröffentlichten „Planisphere des Etoiles Australes“ am Himmel verewigt hat. Bei der bildlichen Darstellung orientierte man sich am Aussehen der zur damaligen Zeit gebräuchlichen „Schiffsbüchsen“, lateinisch Pyxis Nautica, wie sie von den seefahrenden Navigatoren zur Tarnung genannt wurden. Die antiken Griechen, hier die mythischen Helden, kannten den Magnetkompass noch nicht. Sie navigierten noch überwiegend rein nautisch nach dem Stand der Gestirne einschließlich der Sonne. Hierbei wurde auch der Mast bzw. Mastkorb als Hilfsmittel mit einbezogen. Somit landete der „moderne“ Kompass an dieser exponierten Stelle. Johann Ehlert Bode fügte in seine Uranographia in das gleiche Areal noch die damals sehr wichtigen Geräte Log und Leine als Sternbild „Lochium Funis“ mit ein, die aber spätestens 1930 der Neuordnung durch die IAU zum Opfer fielen.

Zu den Ursprüngen des Kompasses habe ich sinngemäß nachfolgendes gefunden:

Die Erkenntnis, dass sich längliche, stiftartige Splitter von Magneteisenstein in Flüssigkeit schwimmend in die Nord-Süd-Richtung drehen, war in Europa seit der späten griechischen Antike  und in China seit der Zeit der Streitenden Reiche, zwischen 475 v. Chr. und 221 v. Chr. bekannt. Ob überhaupt und wenn ja in wie weit diese Erkenntnis schon zur Navigation genutzt wurde, ist nicht belegt. Die seriösen Studien zum Ursprung des Kompasses von Julius Klaproth und L. de Saussure führen zu dem Ergebnis, dass die chinesischen Navigatoren den nassen Kompass bereits um die Jahrtausendwende kannten. Die Chinesen benutzten seit dem 11. Jahrhundert eine schwimmende, nasse Kompassnadel, die Südweiser genannt wurde. Tatsächlich zeigt der chinesische Kompass nicht nach Norden, sondern nach Süden. Im Laufe der Zeit entwickelten sich daraus spezielle Kompassformen mit einer Einteilung in 24, 32, 48 oder 64 Striche bzw. Himmelsrichtungen. Ende des 11. Jahrhunderts empfahl Shen Kuo (1031–1095) in seinem Hauptwerk einen Kompass mit Einteilung in 24 Richtungen; kurz nach seinem Tod waren solche Kompasse tatsächlich im Gebrauch.

Die Matrosen des östlichen Mittelmeeres haben spätestens zur Zeit der Kreuzzüge vom nassen Kompass erfahren und ihn optimiert. Da er seinem Besitzer jedoch einerseits große Vorteile gegenüber der Konkurrenz brachte, andererseits aber scheinbar mit verbotenen magischen Kräften funktionierte, wurde dieses Wissen möglichst geheim gehalten. Als Pyxis (alt-/neugriechisch: πυξίς, pyxís) bezeichnet man unter anderem eine elfenbeinerne, metallene, hölzerne oder steinerne Büchse zur Aufbewahrung von Schmuckstücken oder anderen wertvollen Kleinutensilien. Dieser Begriff wurde auch zur Tarnung der Kompasse verwendet.

In Europa beschrieb der englische Gelehrte Alexander Neckam 1187 den nassen Kompass als eine magnetisierte schwimmende Nadel, die unter Seeleuten in Gebrauch war. Auch in einer kirchenkritischen Schrift des französischen Mönches Hugues de Bercy wurde die schwimmende Magnetnadel um 1190 erwähnt.

Auf der Arabischen Halbinsel wurde der Kompass nicht erfunden, da die arabischen Seeleute um die Jahrtausendwende über gute astronomische Kenntnisse verfügten und dank der gleichmäßigen Winde in ihrer Weltregion gut navigieren konnten. Im arabischen Raum lässt sich der nasse Kompass erst etwa einhundert Jahre nach Alexander Neckams Erwähnung nachweisen. Die erste schriftliche Erwähnung einer trocken, auf einem Stift spielenden Magnetnadel findet sich im Epistola de magnete von 1269, geschrieben von Petrus Peregrinus de Maricourt, womit der noch heute benutzte trockene Kompass erfunden war.

Der Kompass vom italienischen compasso „Zirkel, Magnetnadel“ abgeleitet, ist ein Instrument zur Bestimmung einer fest vorgegebenen Richtung, z. B. Himmelsrichtung, Navigations-Kurs, Peilrichtung. Ursprünglich ergänzte der Kompass in der Schifffahrt andere Methoden der Navigation, zum Beispiel anhand von Sonne, Sternen und Landmarken, Strömungen, Wellengang und Wassertiefe. Die älteste Ausführung des Kompasses ist die Kimme, die das Anpeilen des Polarsterns bei klarer Nacht erlaubt.

Das klassische Gerät ist der Magnetkompass, der anhand des Erdmagnetfeldes die Bestimmung der magnetischen Nordrichtung und daraus aller anderen Himmelsrichtungen erlaubt. Andere Ausführungen sind elektronische Kompasse auf Basis von Hall-Sensoren oder Fluxgate-Magnetometern; mit Letzteren kann der Betrag und die Richtung des Erdmagnetfeldes auf ein 1/100.000 des Absolutwerts genau bestimmt werden. Ganz ohne Ausnutzung des Erdmagnetfeldes arbeiten Kreiselkompasse, deren Wirkungsweise auf der Erdrotation beruht. Die Richtungsmessung erfolgt bezüglich der geografischen Nord-Süd-Richtung anstatt zu den Magnetpolen,  die von diesen rund 2000 Kilometer abweichen. Es gibt auch Kreiselinstrumente ohne Richtungsbezug (freie Kreisel wie den Kurskreisel), die allerdings periodisch nachgestellt werden müssen. Ebenfalls ohne Magnetfeld kommen Sonnenkompasse aus. Ein Kompass mit Peilvorrichtung wird auch Bussole genannt. Meist wird dieser Begriff in der Vermessungstechnik für Präzisions-Peilkompasse verwendet, vor allem in Österreich und Italien wird aber auch der einfache Wander– oder Marschkompass so genannt.

Bild 05: Wanderkompass mit ölgedämpfter Nadel

Der Kompass wurde ständig in Funktion und Anwendungsmöglichkeit weiterentwickelt und ist aus der heutigen Wissenschaft und Wirtschaft nicht mehr wegzudenken. Auch nur annähernd dies hier aufzählen zu wollen würde den Sinn und Rahmen dieses Kapitels sprengen.

2 Das Sternbild

Pyxis     Genitiv: Pyxidis     Abk.: Pyx     dt.: Kompass

Das Sternbild Pyxis befindet sich südlich der Wasserschlange und breitet sich in RA von 8h26m43s bis 9h27m37s aus und reicht in Dec von -37°17´31“ bis auf -17°24´41“. Hierbei bedeckt es eine Fläche von 221 Quadratgrad und ist ab 63° nördlicher Breite südwärts sichtbar. Die Nachbarsternbilder sind im Sinne des Sonnenlaufs Hydra, Puppis, Vela und Antlia. Das Sternbild kulminiert Anfang Februar um Mitternacht.

2.1 Die Sterne

α Pyx ist ein 3m68 heller blauweißer Riesenstern der Spektralklasse B2III. Er hat mehr als 10 Sonnenmassen und eine 10.000fache Leuchtkraft bei einer Oberflächentemperatur von 24.300 K. Sein Licht kommt von der Position α 08h43m35,5s / δ -33°11´10,9“ und aus einer Entfernung von rund 845 Lichtjahren. Solche Sterne enden für gewöhnlich in einer Supernova. Er markiert im Sternbild den Drehpunkt der Kompassnadel.

β Pyx ist ein Doppelstern auf der Position α 08h40m06,1s / δ -35°18´30“, wobei ein 3m95 heller, gelber Überriese der Spektralklasse G7Ib-II von einem nur 12m5 lichtschwachen Stern im Abstand von 12,6“ auf dem Positionswinkel 118° begleitet wird. Sein Licht kommt von einer 5600 K heißen Sternoberfläche über eine Distanz von 420 Lichtjahren zu uns und markiert im Sternbild das kürzere südliche Ende der Kompassnadel.

γ Pyx hat eine Helligkeit von 4m03 die von der 4270 K heißen Oberfläche eines orange leuchtenden Riesenstern der Spektralklasse K3III über 209 Lichtjahre Distanz zu uns kommt. Seine Position ist α 08h50m31,9s / δ -27°42´35,4“ und markiert die Spitze der Kompassnadel.

T Pyx ist eine im Minimum 12m0 lichtschwache, rekurrierende (wiederkehrende) Nova in einer Entfernung von 3260 Lichtjahren. In den Jahren 1890, 1902, 1920, 1944 und 1966 erfolgten Helligkeitsausbrüche bis auf 6,5 mag. Am 14. April 2011 wurde der Beginn eines neuen Ausbruches entdeckt auf der Position α 09h04m41s / δ -32°22´47“.

Bei dem System handelt es sich um einen Doppelstern bestehend aus einem weißen Zwerg und einem nahen stellaren Begleiter. Bedingt durch die Nähe fällt Material vom Begleiter auf die Oberfläche des weißen Zwergs. Wird durch den ansteigenden Druck und die Temperatur der nukleare Brennpunkt von Wasserstoff erreicht, gibt es einen Nova-Ausbruch. Der weiße Zwerg selbst bleibt dabei unversehrt und das Material vom Begleiter sammelt sich erneut auf seiner Oberfläche an, was dann nach einigen Jahren zu einem erneuten Ausbruch führt.

Der Namensteil „T“ folgt den Regeln zur Benennung veränderlicher Sterne (s. POLARIS 101) und besagt, dass T Pyxidis der dritte veränderliche Stern ist, der im Sternbild Schiffskompass (lateinisch Pyxis) entdeckt wurde.

2.2 Deep Sky Objekte

NGC 2613 ist eine Spiralgalaxie vom Typ SAB(rs)cd und liegt auf der Position RA 08h33m22,8s / Dec -22°58´25,2“. Die Galaxie hat eine Winkelausdehnung von 7,2′ × 1,8′, eine scheinbare Helligkeit von 10m4 und eine Flächenhelligkeit von 12m6; sie wurde am 20. November 1784 von Wilhelm Herschel entdeckt.

Bild 06: NGC 2613 Galaxie Typ SAB(rs)cd – 1,5m Danish Tel. ESO/IDA/Danish 1.5 m/R. Gendler, J.-E. Ovaldsen, C. Thöne and C. Féron

NGC 2627 ist ein 8m4 heller offener Sternhaufen auf der Position RA 08h37m15s / Dec -29°57´01“. Zum Haufen gehören 40 Sterne. Trümpler klassifizierte ihn als Typ III2m. Bei einer Entfernung zu unserer Milchstraße von 6.630 Lichtjahren erscheint er uns unter einer Winkelauflösung von 9 Bogenminuten. Der deutsch-britische Astronom William Herschel entdeckte diesen Sternhaufen am 3. März 1793.

Bild 07: NGC 2627 Digitized Sky Survey von Donald Pelletier unter Creative Commons Lizenz CC BY-SA 4.0

NGC 2658 ist ein offener Sternhaufen im Sternbild Kompass und hat eine Winkelausdehnung von 10,0′ und eine scheinbare Helligkeit von 9,2 mag. Er wurde am 28. Mai 1826 von James Dunlop entdeckt. Seine Koordinaten für das Äquinoktium 2000.0 lauten RA 08h43m27,3s und  Dec -32°39′22″. Er gehört zur Trümpler-Klassifikation II2m, hat eine ermittelte absolute Helligkeit von -2.33 mag und leuchtet aus einer Entfernung von 6.600 Lichtjahren. Von Lübeck aus ist NGC 2658 so gut wie nicht zu beobachten, da er so weit südlich liegt, dass er für dortige Beobachter niemals mehr als 3° über den Horizont steigen wird. Andere Bezeichnungen für dieses Objekt sind Mel 90 und Cr 195. 

Bild 08: NGC 2658 Digitized Sky Survey von Donald Pelletier unter Creative Commons Lizenz CC BY-SA 4.0

NGC 2818, ein planetarischer Nebel in der südwestlichen Ecke des Sternbildes nahe zur Grenze zum Segel auf der Position RA 09h16m06,1s / Dec -36°37´37“, hat eine Winkelausdehnung von 1,4 x 1,4 Bogenminuten und eine scheinbare Helligkeit von 8,2 mag. Er liegt 10.400 Lichtjahre tief im Raum. In gleicher Sichtlinie liegt ein offener Sternhaufen. NGC 2818 wurde am 28. Mai 1826 vom schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt.

Bild 09: NGC 2818 planetarischer Nebel – Hubble Space Telescope

2.3 Sonstiges

Bild 10: Sternbild Pyxis (IAU in Zusammenarbeit mit Sky and Telescope)

Literaturhinweise

  • Die großen Sternbilder                                 I. Ridpath
  • Was Sternbilder erzählen                           G. Cornelius
  • Sternbilder von A bis Z                                 A. Rükl

Quellenangaben der Abbildungen

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

POLARIS, Serien

Das Sternbild Vela – Die Segel

Herkunft – Mythologie – Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Das Sternbild Vela ist ein neuzeitliches Sternbild mit antiken Wurzeln. Es gehörte ursprünglich zu dem größten Sternbild des Südens, der Argo Navis oder dem Schiff der Argonauten. Hierzu gehörten auch die heutigen Sternbilder Carina = Schiffskiel, Puppis = Achterschiff und Pyxis = Schiffskompass. Der Schiffskompass liegt in einem Bereich, der früher als der Mast des Schiffes (Malus) mit dem Mastkorb angesehen wurde. Zu antiken Zeiten wurde auch vom Mastkorb aus die Navigation unterstützt.

Das Sternbild Argo Navis belegte am Himmel eine Fläche von mehr als 1670 Quadratgrad bei einer Ausdehnung in Rektaszension von 06h02m0s bis 11h20m37s und in Deklination von -75°41´02“ bis -11°15´08“. In der Antike war das Sternbild nur südlich des 32sten Breitengrades in seiner gesamten Größe zu beobachten, das entspricht der afrikanischen Mittelmeerküste, dem alten Palästina, dem antiken Mesopotamien sowie dem antiken Persien oberhalb des Persischen Golfs. Wäre dieses Sternbild noch heute anerkannt, wäre es größer als Hydra.

Argo Navis war griechischen Beobachtern seit langem bekannt, von denen angenommen wird, dass sie dieses Sternbild um 1000 v. Chr. aus der ägyptischen Mythologie und Sternkunde übernommen haben. Zum Beispiel identifizierte Plutarch Argo mit der ägyptischen Konstellation, die das „Boot des Osiris“ genannt wurde. Obwohl einige Wissenschaftler einen sumerischen Ursprung zum Gilgamesch-Epos theoretisierten, wird diese Hypothese abgelehnt, da es keine schriftlichen Beweise dafür gibt, dass die Sumerer oder andere mesopotamische Kulturen diese Sterne zu Konstellationen zusammengefasst haben. Einige Zeit später wurde die Konstellation speziell mit dem antiken griechischen Mythos von Iason und den Argonauten identifiziert.

Iason, Thronerbe von Iolkos, wird von seinem Großvater ausgesandt, das Goldene Vlies aus Kolchis von König Aietes zurück zu holen. Hierzu baut Iason mit Argos ein fünfzigruderiges Schiff, die Argo. Athene selbst fügt diesem Schiff ein sprechendes Holzstück aus der Eiche des Orakels von Dodona ein. Iason versammelt alle bedeutenden griechischen Helden um sich und besteht mit ihnen, den Argonauten, vielfältige Abenteuer. In Kolchis verweigert Aietes die Herausgabe des Goldenen Vlies und stellt Iason zur Bedingung mehrere unlösbare Aufgaben. Medeia, die Tochter des Aietes, die mit Zauberkünsten sehr vertraut ist, verliebt sich in Iason, hilft ihm scheinbar Unmögliches zu vollbringen und fährt mit ihm, nach dem Raub des Goldenen Vlieses und nach mehreren mit der Argo überstandenen Abenteuern, nach Iolkos.

Eigenartigerweise wurde das Schiff immer, selbst auf antiken Abbildungen ohne Bug und mit dem Heck voraus, in Richtung der Wanderung der Sterne über den Nachthimmel, dargestellt. Entweder ließen die alten Kartographen den Bug in einer Wolke oder zwischen den Symplegaden verschwinden.  Schon ein Fragment des Arat, ein griechischer Historiker im dritten Jahrhundert lebend, beschrieb sein scheinbar rückwärtiges Fortschreiten entlang des Nachthimmels, „Sternforward Argo von dem Canis Major Schwanz gezogen wird, denn sie kein gewöhnlicher Kurs ist, aber rückwärts gedreht kommt sie … „. In seinem Almagest beschrieb Claudius Ptolemäus Argo Navis als den Teil der Milchstraße zwischen Canis Major und Centaurus besetzend; und er benannte einzelne Sterne nach solchen Details wie das „kleine Schild“, das „Steuerruder“ oder den „Masthalter“ und umfassend das „Sternornament“, das sich bis in das 19. Jahrhundert in kartographischen Darstellungen in himmlischen Atlanten fortsetzte. Die Sterne Miaplacidus und Canopus bildeten den Schiffsboden. Im Coelum Stellarum Christianum von Julius Schiller wurde es umgedeutet zur Arche Noah.

Bild 01: Sternbild Argo Navis nach J. Hevelius 1690
Bild 02: Sternbild Argo im Jahr 1922

In der neueren Zeit wurde das Sternbild Argo Navis aufgrund seiner enormen Größe für wissenschaftliche Zwecke als unhandlich angesehen. Schon 1763 veröffentlichte der französische Astronom Nicolas Louis de Lacaille in seinem Coelum Australe Stelliferum, dass in Argo Navis mit dem bloßen Auge mehr als hundertsechzig Sterne deutlich sichtbar  waren und löste die Konstellation auf. Er bezeichnete die neuen Abschnitte als „Argus in Carina“, „Argus in Puppi“  und „Argus in Velis“. Lacaille ersetzte die Bezeichnungen von Bayer durch neue, die den stellaren Größen näher kamen, benutzte jedoch nur eine einzige griechische Buchstabenfolge; Carina erhielt z. B. α, β und ε, Vela γ und δ, Puppis ζ und so weiter, wobei er Pyxis scheinbar vergessen oder sogar absichtlich außer Beachtung gelassen hat.
Die endgültige Auflösung und Abschaffung von Argo Navis wurde von Sir John Herschel 1841 und 1844 vorgeschlagen, aber die alte Konstellation blieb parallel zu ihren von Lacaille eingeführten Bestandteilen bis ins 20. Jahrhundert im Gebrauch. Im Jahr 1922 erhielt sie zusammen mit den anderen Konstellationen eine dreibuchstabige Abkürzung: Arg. Als die IAU im Jahr 1930 die 88 modernen Konstellationen definierte und Carina, Puppis, Vela und Pyxis formell einführte, wurde die alte Konstellation Schiff Argo endgültig gestrichen. Somit ist  das Schiff Argo das einzige Sternbild der 48 von Ptolemäus in seinem Almagest aufgelisteten Konstellationen, welches offiziell nicht mehr als  zusammengehörig anerkannt ist.

In den POLARIS-Ausgaben 22 und 23 habe ich die Sternbilder Carina und Puppis entsprechend meinen damaligen noch recht bescheidenen Möglichkeiten beschrieben. Hier folgt nun der dritte Teil der alten Argo, die Segel. Die lateinische Bezeichnung „Vela“ steht für die Mehrzahl.

2 Das Sternbild

Vela     Genitiv: Velorum     Abk.: Vel     dt.: Segel (die)

Dieses ausgedehnte Sternbild erstreckt sich nördlich von Carina am Südhimmel in RA von 08h03m27s bis 11h05m50s und in Dec von -57°10´28“ bis auf -37°09´36“ und hat dabei einen Flächeninhalt von 500 Quadratgrad. Es ist vom südlichen Mitteleuropa und Südeuropa lediglich der nördliche Teil dieses Sternbildes sichtbar. Erst ab 33° nördlicher Breite südwärts ist es vollständig zu sehen. Seine Nachbarsternbilder sind von Nord im Uhrzeigersinn Luftpumpe, Schiffskompass, Achterdeck, Schiffskiel und Zentaur. Durch das Sternbild zieht sich das sternreiche Band der Milchstraße. Daher findet man in den Segeln mehrere offene Sternhaufen, einen Kugelsternhaufen und einen Planetarischen Nebel. Vier seiner Sterne sind auffallend hell. Die Sterne δ und κ Velorum zusammen mit ι und ε Carinae werden manchmal mit dem Kreuz des Südens verwechselt. Diese Sterngruppe wird daher auch als „Falsches Kreuz des Südens“ bezeichnet. Das falsche Kreuz ist größer und der rechte Balkenstern hängt, während er beim echten Kreuz hoch steht.

Aus der Sternbildregion Vela-Puppis ist der vom 1. bis 15. Dezember auftretende Meteorstrom der Puppiden-Veliden mit einem Maximum um den 7. Dezember bekannt. Der Radiant liegt bei RA 08:12 / Dec -45°. Die Zenithal-Hourly-Rate liegt bei 10 und die Geschwindigkeit bei 40 km/s.

Bild 03: Das Sternbild Vela – Segel

2.1 Die Sterne

γ Vel ist mit einer Gesamthelligkeit von 1m8 der hellste Stern in den Segeln mit dem Eigennamen Sulhail al Muhlif. Er ist ein etwa 1000 Lichtjahre entferntes Mehrfachsystem auf der Position α 08h09m30s / δ -47°20´. Die Komponenten A (auch γ2 Velorum) und B (auch γ1 Velorum) sind bei einem Winkelabstand von 41,2“ schon im Feldstecher leicht zu trennen. A ist seinerseits ein enger Doppelstern, der den hellsten bekannten „Wolf-Rayet-Stern“ enthält. Dieser hier ist ein 30.000 K heißer Riese mit 15tausendfacher Sonnenleuchtkraft, einer sehr schnell expandierenden Gashülle und einer Umlaufperiode von 78 ½ Tagen. Eine weitere Komponente mit der Bezeichnung P wurde durch Beobachtungen im Infraroten mittels adaptiver Optik in einem Abstand von 4,7″ bei einem Positionswinkel von 13° entdeckt. Sie ist wahrscheinlich ein physischer Begleiter und ihre Daten passen zu einem K4-Stern leicht oberhalb der Hauptreihe. Die Komponente B, γ1 Velorum, wurde mit B1 IV klassifiziert und hat eine Helligkeit von 4m2. Sie wurde mittels Speckle-Interferometrie am Kitt Peak und Cerro Tololo aufgelöst als Doppelstern mit den Komponenten Ba und Bb.

δ Vel ist ein Vierfachsternsystem mit dem Eigennamen Koo She in 80 Lichtjahren Entfernung. Es besteht aus den Paaren δ Velorum A und B sowie δ Velorum C und D. Infolge der Präzessionsbewegung der Erde wird δ Velorum in 7.000 Jahren den südlichen Polarstern darstellen. Der hellste der vier Sterne, Delta Velorum A, ist ein weißer Hauptreihenstern mit einer Helligkeit von 1m9. Sein Begleiter Delta Velorum B hat eine Helligkeit von ca. 5m0 und liegt von Komponente A 2,6 Bogensekunden entfernt. Das zweite Doppelsystem ist 69 Bogensekunden entfernt. Es besteht aus dem Stern 11. Größe Delta Velorum C und dem Stern 13. Größe Delta Velorum D, die ihrerseits einen Abstand von 6 Bogensekunden voneinander haben.

κ Vel ist ein spektroskopischer Doppelstern in 540 Lichtjahren Entfernung. Die 2m7 helle Hauptkomponente wird in 116,65 Tagen umkreist. Der arabische Name Markab bedeutet „Fahrzeug“. Den gleichen Namen tragen die Sterne α Pegasi und k Puppis.

µ Vel ist ein Doppelsternsystem bestehend aus einem 2m7 hellen gelben Riesen mit  den Eigennamen Alherem oder Peregrini und einem sonnenähnlichen gelben Zwergstern.

λ Vel ist ein 570 Lichtjahre entfernter veränderlicher Stern, der seine Helligkeit ohne erkennbare Periodizität von 2m14 nach 2m3 verändert. Er ist ein orangefarbener Riesenstern mit dem 200fachen Durchmesser und der 10.000fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt etwa 4.000 Kelvin. Er trägt verschiedene Namen, nämlich Suhail, Alsuhail und Suhail al Wazn.

φ Vel hat den Eigennamen Tseen Ke, ist 3m5 hell, gehört der Spektralklasse B5Ib an und befindet sich auf der Position α 09h56m51,7s / δ -54°34´4,1“ in 1590 Lichtjahren Entfernung.

2.2 Deep Sky Objekte

NGC 3132 ist ein 9m2 heller planetarischer Nebel, der wegen seines Aussehens auch als südlicher Ringnebel oder Eight-Burst-Nebula bezeichnet wird. Er hat eine Ausdehnung von derzeit 0,5 Lichtjahren, wird von dem 9m9 hellen Zentralstern HD 87892 zum Leuchten angeregt und befindet sich auf der Position RA 10h07m02s / Dec -40°26´12“ in 2000 (5000) Lichtjahren Entfernung nahe der Grenze zum Sternbild Antlia (Luftpumpe). In seinem Inneren soll sich ein Doppelstern befinden. Er wurde am 2. März 1835 von John Herschel entdeckt.

Bild 04: NGC 3132 Der südliche Ringnebel – HST

NGC 3201 ist die Bezeichnung eines Kugelsternhaufens. Dieser hat einen Durchmesser von 18,2′, eine scheinbare Helligkeit von 6m8  und eine integrierte Spektralklasse F 6. Er steht auf der Position RA 10h17m36,8s / Dec -46°24´40,4” und sein Licht braucht bis zu uns 16.300 Jahre. Seine Randbereiche können bereits mit einem mittleren Amateurteleskop in Einzelsterne aufgelöst werden. James Dunlop entdeckte diesen Kugelsternhaufen am 28. Mai 1826.

Bild 05: NGC 3201 Kugelsternhaufen  – ESO-MPG 2,2m Teleskop

IC 2391,  ein galaktischer offener Sternhaufen, auch als Omicron Velorum Cluster bekannt, ist etwa 500 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von 9 Lichtjahren entsprechend 50´. Das Objekt hat eine scheinbare Helligkeit von 2m5 und beinhaltet über 30 Sterne. IC 2391 kann mit bloßem Auge gesehen werden. Der Sternhaufen ist mit rund 50 Millionen Jahren etwa so alt wie der Sternhaufen IC 2602. Die Position von IC2391 ist RA  08h40m32s / Dec -53°02´0“. Er steht in der Nähe des Sterns ο Velorum. Er wurde 964 von dem persischen Astronomen Abd ar-Rahman as-Sufi erstmals beschrieben. IC2391 wurde außerdem 1751von Nicolas Louis de Lacaille von Südafrika aus gefunden und 1752 als Lac II 5 katalogisiert. In einem Prismenfernglas bietet er einen sehr schönen Anblick.

Bild 06: IC 2391 offener Sternhaufen in Vela –  Roberto Mura

IC 2395 ist ein offener Sternhaufen in 3.000 Lichtjahren Entfernung. Aufgrund seiner größeren Entfernung ist er nicht so auffällig wie IC 2391, ist aber ein interessantes Objekt für kleinere Teleskope. Er befindet sich auf der Position RA 08h42m31s / Dec -48°06´0“ und hat eine Winkelausdehnung von 8´ entsprechend 15 – 26 Lichtjahren. Seine 45 Sterne sind zwischen 6 und 18 Millionen Jahre alt und erzeugen eine Haufenhelligkeit von 4m6. Der hellste Stern ist ein 5m53 heller B0-Typ. Lacaille entdeckte diesen offenen Sternhaufen am 17. Februar 1752.

IC 2602 ist ein offener Sternhaufen vom Typ II3m. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 1m9 und einen Durchmesser von 100 Bogenminuten. Er ist rund 480 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt, hat einen Durchmesser von etwa 10 Lichtjahren und beinhaltet ca. 60 obere Hauptreihensterne. Das Alter des Haufens wird auf 50 Millionen Jahre geschätzt. Seine Position ist RA 10h42m56,5s / Dec -64°23´39“. Dieser Sternenhaufen wird wegen seiner Ähnlichkeit mit den Plejaden im Stier auch unter der Bezeichnung „Südliche Plejaden“ geführt. Entdeckt wurde das Objekt 1751 von Nicolas-Louis de Lacaille.

Bild 07: IC 2602 offener Sternhaufen  Südliche Plejaden – Roberto Mura

NGC2547 ist ein offener Sternhaufen mit noch sehr jungen Mitgliedern. Seine Position ist: RA 08h10m12s / Dec -49°12´0“ nahe der östlichen Grenze zum Sternbild Puppis. Er hat bei etwa 40 Mitgliedssternen eine Winkelausdehnung von 209 Bogensekunden und sein Gesamtlicht von 4m7 braucht 1960 Jahre bis zu uns. N. L. de Lacaille entdeckte ihn 1751/1752 während seines Aufenthaltes am Kap der guten Hoffnung.

Bild 08: Großfeldaufnahme NGC 2547 und Umgebung – MPG/ESO

SNR Vela ist die Bezeichnung für die filamentigen Nebelreste einer Supernova, die sich vor 11.000-12.300 Jahren in 815 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Vela ereignet hat. Aus dem Vorgängerstern ist durch die Supernova zweierlei entstanden: Zum Einen der Vela-Pulsar mit der Bezeichnung PSR B0833-45, ein Neutronenstern von nur 10-15 Kilometer Durchmesser und einer Rotationsperiode von 11mal pro Sekunde. Er wurde von Astronomen der University of Sydney im Jahr 1968 als erster direkter Beweis dafür beobachtet, dass Supernovae  Neutronensterne bilden. Zum Anderen bildet das von der Supernova in den Raum geschleuderte Gas den Vela-Nebel, der eine Ausdehnung von 8 Winkelgrad oder rund 100 Lichtjahren hat. Zu dem Supernovaüberrest gehört auch der Bleistiftnebel mit der eigenen Bezeichnung NGC 2736 (Pencil-Nebula). Das Zentrum befindet sich in RA bei 08h35m20,6s und in Dec bei -45°10´35,2“ und das ganze Objekt hat eine scheinbare Flächenhelligkeit von 12m0.

Der Supernovaüberrest überlappt sich scheinbar mit dem von Puppis A, welcher aber vierfach weiter entfernt ist. Tatsächlich ist der Vela SNR einer der Erde am nächsten gelegenen Supernovaüberreste –und stellt möglicherweise auch die 1998 entdeckte Röntgenquelle RX J0852.0-4622 dar, die sich wie Puppis A mit dem Erscheinungsbild des Vela-Supernovaüberrestes überlappt. Der Vela-SNR gehört zu den hellsten Himmelserscheinungen im Röntgenbereich.

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise

  • Die großen Sternbilder                                            I. Ridpath
  • Lexikon der griech. u. röm. Mythologie          H. Hunger
  • Internet z.B. Wikipedia                                            div. Autoren
  • Internet z.B. Astrowiki                                             div. Autoren
  • POLARIS 22 und 23                                                   E. – G. Bröckels
  • Astronomical Journal 137-3358                        B. D. Mason et al.
  • Sternbilder von A bis Z                                             A. Rükl

Quellenangaben der Abbildungen

  • Bild 01: from Wikimedia Commons, the free media repository,  gemeinfrei aus Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia 1690 Johannes Hevelius
  • Bild 02: created by Torsten Bronger nach de Lacaille Puppis, Vela, Carina, Pyxis 2000 07 07; geändert 2014 E.-Günter Bröckels (Sternbildgrenzen rot eingefärbt)
  • Bild 03: from Wikimedia Commons, the free media repository; created by Torsten Bronger 2003; geändert 2014 E.-Günter Bröckels (Sternbildgrenzen rot eingefärbt;  grüne Hilfslinien erweitert; „Falsches Kreuz“ rot eingezeichnet und beschriftet; nachfolgende Objekte positioniert und beschriftet: NGC´s 2547, 2736, 3132, 3201, 3228;  IC 2395;  PSR B0833-45; SNR (roter Ring))
  • Bild 04: Wikiwand  Hubble Heritage Team (STScl/AURA/NASA/ESA 1998)  public domain
  • Bild 05: Wikipedia cretiv commons.org/licenses/by/4.0 ESO-https://www.eso.org/public/images/ngc3201/
  • Bild 06: From Wikimedia Commons, the free media repository; the copyright holder of this work, Roberto Mura 07/2007, release this work into the public  domain. This applies worldwide.
  • Bild 07: Roberto Mura 02/07/2007 in Wikipedia auf Italienisch – Übertragen aus it. wikipedia nach Commons durch Jacopo Werther,  gemeinfrei
  • Bild 08: ESO Wide Field Imager am MPG/ESO 2,2m Teleskope La Silla Chile; https://es.wiktionary.org/wiki/ Archivo:Wide-field_view_of_the_open_star cluster_NGC_2547.jpg
  • Bild 09: Bill Blair´s Vela Supernova Remnant Page,  Foto by Royal Observatory´s Super COSMOS H-alpha Survey project Vela SNR
  • Bild 10: Bill Blair´s Vela Supernova Remnant Page,  Foto by Bert Van Dokelaar, geändert 2017 E.-Günter Bröckels (rechts gedreht 90°)

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Aus dem Verein, Berichte, News, POLARIS

Der Tanz der Polarlichter

Ein Kommentar

Ein Beobachtungsbericht

In der Nacht von Sonntag auf Montag brannte der Himmel. Ich kam gerade von einer Bootstour zurück und musste meine müden Knochen erst einmal pflegen. Um kurz vor 22:00 Uhr wurde ich ein wenig nervös, schaute mir die Parameter auf der PL App (Aurora Alert) an und dachte naja alles noch nicht so wild.

21:56 Uhr Screenshot

Kurze Zeit später wurde ich zappelig, mein Bauchgefühl sagte mir, dass ich mich jetzt mal auf den Weg machen sollte. Ok, ich kochte mir meinen Tee, checkte mein Equipment, meine Akkus und zog mich warm an. Um 23: 00 Uhr lag der KP bei 6 und der BZ war mit einmal von + 10 auf – 20 gesprungen.

23:09 Uhr Screenshot

Ich war an meinem Polarlicht Hotspot, hatte eine wunderbare Horizontsicht jedoch kein Polarlicht auf dem Chip. Es war kalt, der Wind wehte und ich haderte mit mir und meinem Entschluss, wie kann man nur das kuschelige Sofa verlassen, um sich in die Kälte der Nacht zu begeben in der Hoffnung Polarlichter zu sehen. Kurz vor Mitternacht sah ich auf dem Chip erste Anzeichen, schwach sichtbar der homogene grüne Bogen. Die Hoffnung stirbt zuletzt, wiederum eine halbe Stunde später brannte der Himmel, das Polarlicht tanzte, es war visuell mit hellen Beamern zu sehen, ich konnte es sogar mit dem Handy einfangen.

Ich schaute mir das wunderschöne Naturphänomen an und war unendlich glücklich. Das, was ich dann sah, stellte alle meine bisherigen Aurora borealis Sichtungen in den Schatten, ich jauchzte und tanzte vor Freude und Glück mit den Polarlichtern. Die Kamera lief… die Kälte vergessen, der Tee alle.

Hier nun möchte ich mein Glück mit euch teilen…

Der Tanz der Polarlichter 14.03.2022
POLARIS, Serien

Das Sternbild Pictor – Maler

Herkunft – Mythologie – Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Der französische Astronom Abbé de la Caille hat 1751 bis 1752 insgesamt 14 der heute gültigen 88 Sternbilder, und davon viele für den südlichen Sternenhimmel, eingeführt. Dabei ist er oftmals sehr tiefgründig mit seinen Benennungen umgegangen. Ihm ging es vornehmlich darum, wissenschaftlich bedeutende Gerätschaften am Himmel zu verewigen. So benannte er ein Sternbild östlich von Schiffskiel und Achterschiff „Equuleus pictoris“ in der direkten Übersetzung aus dem Lateinischen „Der Pferdemaler“. Equuleus steht aber auch für Staffelei und gibt somit dem Sternbildnamen die Bedeutung „Staffelei des Malers“. Eigentlich wollte de Lacaille den „Bildermachern“ ein Denkmal an den Himmel setzen, waren ihm doch schon erste Kenntnisse von urzeitlichen Höhlenmalereien und anderen bedeutenden Bildwerken zuteil geworden, die Leben und Kunst der jeweiligen Epoche darstellten. Auf einem ersten Kartenwerk des südlichen Sternenhimmels, der Planisphère des Étoiles Australes, datiert von 1752 aber erst veröffentlicht im Jahr1756, erschienen erstmals seine neu eingeführten Sternbilder. Als Allegorie für das Sternbild Pictor verwendete er eine Malerstaffelei mit einer Farbenpalette. Die originale, französische Bezeichnung lautete: „Le Chevalet et la Palette“.

Bild 01: Erste Vorstellung des Sternbildes Maler von 1756

Sein von ihm verbesserter Himmelsatlas, Coelum australe stelliferum wurde posthum von Jean-Dominique Maraldi, 1763 in Paris herausgegeben. Auch hier soll in der bildlichen Darstellung eine Malerstaffelei mit einer Palette zu sehen sein.

Johann Ehlert Bode übernahm dieses Sternbild in seine Uranographia und benannte es „Pluteum Pictoris“ Pult (oder Arbeitsgerät) des Malers. Später wurde daraus die Bezeichnung Malerstaffelei.

Bild 02: Sternbild Maler in der Uranographia von J.E. Bode
Bild 03: Deviant Art.com Malerstaffelei

Die IAU kürzte 1930 die Benennungen letztlich auf den heute gültigen Sternbildnamen Maler ein. Im Internet fand ich bei Deviant Art.com folgende Erklärung zur Namengebung des Sternbildes:

Der Name „Equuleus Pictoris“ ist der Name der alten Welt des Sternbildes „Pictor“, der Staffelei des Malers. „Equuleus“ bedeutet Kleines Pferd oder Pony und auch Staffelei. „Pictoris“ bedeutet „Der Maler“. Nach einigen Quellen wird das Wort „Equuleus“ auch mit der Konstellation durch eine alte Sitte unter Künstlern verbunden, eine Leinwand auf ihrem Lasttier zu tragen, normalerweise ein Pony oder ein Easel. In älteren englischen Übersetzungen taucht nämlich die Bezeichnung „The Painter´s Easel“ auf. Das Wort Easel ist ein altes germanisches Synonym für „Esel“.

Die Staffelei des Malers stellt ein wichtiges Gerät dar, mit dem ein Künstler ein bildliches Kunstwerk erstellt. Ohne die Staffelei würde eine Leinwand auf dem Boden liegen und dazu führen, dass das aufgebrachte Gemälde verwittern und die aufgenommene Feuchtigkeit nicht absorbieren kann. Somit würde sich Schimmel entwickeln, was zur Zerstörung der Leinwand und zum Ruin eines potenziell großartigen Kunstwerks führen würde. Die Staffelei zeigt, unterstützt und schützt also die Grafik.

Die Cutie-Zeichnung ist ein Bild einer Staffelei aus dem Jahr 1756, dem gleichen Jahr, in dem die Konstellation Equuleus Pictoris  erstmals veröffentlicht wurde. Die sieben Sterne repräsentieren die tatsächlichen Sterne, aus denen die Konstellation besteht. Alpha Pictoris (rot), Gamma Pictoris (blau) und Beta Pictoris (gelb) sind die größeren, helleren Sterne. Zeta Pictoris (grün), Eta1 Pictoris (orange), Eta2 Pictoris (lila) und Iota Pictoris (rosa) sind die nächsthelleren Sterne. Der Hersteller der Zeichnung hat das Arrangement auf das Bild der Konstellation auf dieser Website aufgebaut: www.astronomyfactbook.com/cons…@ Und er identifizierte die Sterne anhand dieser Sternenkarte: www.constellation-guide.com/wp…

2 Das Sternbild

Pictor     Genitiv: Pictoris     Abk.: Pic     dt.: Maler

Das Sternbild Maler ist ein eher unscheinbares Sternbild, dem Schiffskiel und dem Achterschiff vorauseilend. Es ist erst ab dem 26sten Breitengrad sichtbar und ab -35° ist es circumpolar. Seinen Meridiandurchgang hat dieses Sternbild am 17. März 9:00 p.m. Zum Auffinden eignet sich der in unmittelbarer westlicher Nähe befindliche Stern Canopus sowie die südlich liegende Große Magellansche Wolke. Seine 247 Quadratgrad belegen eine Fläche in RA von 04h32m52s bis 06h52m03s und in Dec von -64°09´07“ bis auf -42°47´47“. Hierbei wird es umgeben von den Sternbildern Columba, Caelum, Dorado, Volans, Carina und Puppis. Letztere gehörten zusammen mit Vela (Segel) und Pyxis (Schiffskompass) dem ehemaligen Mastkorb zum antiken Sternbild Argo Navis. Der Schiffskompass wird als nächstes Sternbild beschrieben (Erscheinungsdatum voraussichtlich 1. April 2022). Nachfolgend nun die mit guten Amateurteleskopen zugänglichen Objekte im Sternbild Pictor. Leider sind die meisten der in diesem Areal befindlichen Objekte so lichtschwach, dass sie nur den Großteleskopen zugänglich bzw. nur auf langbelichteten Fotografien darstellbar sind.

Bild 04: Das Sternbild Pictor – Maler

2.1 Die Sterne

α Pic ist ein 3m3  blau-weißer Unterriese der Spektralklasse  A6V, 10.000 K heiß und leuchtet weiss von der Position α 06h48m11,5s / δ -61°56´29“ und ist 100 Lichtjahre von uns entfernt. Sein Alter ist mit 660 Millionen Jahre angegeben und er entfernt sich vom Sonnensystem mit 20,6 km/s. Wenn wir uns statt auf Mond oder Mars mal auf Merkur begeben würden, sähen wir diesen Stern als Südpolarstern, analog unserem nordischen Polaris.

β Pic gehört zur Spektralklasse A3V und sein 3m85 helles weisses Licht braucht bis zu uns 63,5 Jahre. Es kommt von der realen Position α 05h47m17,1s / δ -51°03´59,5″ und verzögert sich, weil sich der Stern mit 20 km/s von uns fortbewegt. Im Jahr 1983 wurde um diesen Stern mit dem Infrarotsatelliten IRAS eine Ringscheibe aus festen Staub- und Eispartikeln entdeckt, die sich bis auf eine Entfernung von 400 AU vom Stern ausdehnt. Er war der erste Stern, bei dem dies direkt mittels eines optischen Teleskops beobachtet werden konnte. Beobachtungen weisen darauf hin, dass sich möglicherweise bereits zwei Planeten gebildet haben könnten. Letzte Hubble-Bilder weisen auf zwei getrennte Staubscheiben zusammen mit einem großen Planeten hin. 1995 deuteten Aufnahmen des Hubble Space Telescops auf eine Verbiegung des inneren Bereichs der Scheibe hin. Erneute Hubble-Weltraumteleskop-Beobachtungen mit der hochauflösenden Advanced Camera for Surveys konnten nachweisen, dass die verbogene Scheibe in Wirklichkeit aus zwei um 4 Grad geneigten, ineinander laufenden Staubscheiben besteht. Ein Erklärungsmodell ist die Annahme eines Planeten oder Braunen Zwerges von 20 Jupitermassen, der den Stern umrundet. Auf einem im Jahr 2003 mit dem VLT aufgenommenen Bild wurde im Jahr 2008 nahe bei Beta Pictoris ein Objekt mit etwa achtfacher Jupitermasse gefunden. Nachdem dieses in späteren Aufnahmen zunächst nicht mehr aufgetaucht war, konnte es auf einem im Herbst 2009 aufgenommenen, jedoch erst im Juni 2010 ausgewerteten Bild erneut ausfindig gemacht werden. Mit dieser Beobachtung wurde somit die Existenz eines Exoplaneten nachgewiesen, der Beta Pictoris in einer Entfernung von 8 AU umkreist, was etwa der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entspricht. Ferner war es damit erstmals gelungen, ein solches Objekt auf Positionen beiderseits seines Zentralgestirns festzuhalten. Möglicherweise ist ein Durchgang des Beta Pictoris b genannten Exoplaneten für einen leichten Helligkeitsabfall an Beta Pictoris verantwortlich, der im Jahr 1981 stattgefunden hat und bereits in einer 1995 veröffentlichten Analyse von auf La Silla gewonnenen Daten des Observatoriums der Universität Genf aufgefallen war. Bei weiteren Beobachtungen wurde festgestellt, dass Beta Pictoris b eine Rotationsdauer von nur etwa 8 Stunden hat.

γ Pic leuchtet orange mit 4m38 aus einer Entfernung von etwa 190 Lichtjahren. Sein Spektrum verrät einen K 1III-Stern mit einer Oberflächentemperatur von etwa 4600 K von der Position α 05h49m49,6s / δ -56°10´0“ . Entsprechend seiner Radialgeschwindigkeit entfernt er sich mit 16,7 km/s vom Sonnensystem.

δ Pic ist ein 4m72 helles, blauweißes Sternendoppel aus Riesensternen mit den Spektralklassen B0.5IV / B3III+09V und einer Photosphärentemperatur von 17.100 K. Seine Position ist α 06h10m17,9s / δ -54°58´07,1“. Die Hauptkomponente ist ein Bedeckungsveränderlicher vom b-Lyrae-Typ, der mit einer Periode von 1,673 Tagen schwach zwischen 4m65 und 4m9 variiert. Sein Licht braucht bis zu uns 1656 Jahre. Er bewegt sich mit 221 km/s vom Sonnensystem weg.

ζ Pic sendet uns sein gelbes, 5m44 helles Licht über eine Distanz von 118 Lichtjahren von der  6300 K heißen Photosphäre eines F7III-IV Spektraltypen.

η 1 Pic strahlt aus 85 Lichtjahren Entfernung als F5V-Spektraltyp mit 6600 K Photosphärentemperatur von der Position α 05h02m48,6s  /  δ -49°09´05,1“  mit einer Intensität von 5m37 . Sein Alter beträgt immerhin 2,15 Milliarden Jahre. Er wird in nur 11“ von einem 13m lichtschwachen Stern begleitet.

η 2 Pic leuchtet orangefarben 5m02 als Riesenstern der Spektralklasse K5III mit einer Photosphärentemperatur von 4100 K aus 440 Lichtjahren Entfernung von der Position α 05h04m58s / δ -49°34´40,2“.

ι Pic ist ein Doppelstern, dessen 5m6 helle Hauptkomponente vom Spektraltyp F0 von einem 6m4 hellen Stern in 12,3“ Abstand begleitet wird.

λ Pic scheint mit 5m3 aus 343 Lichtjahren Entfernung. Er wechselt gerade von der Spektralklasse  K0 nach K1III, wobei er sich von ehemals 5000 K abkühlt und ausdehnt.

Kapteyns Stern, er variiert leicht zwischen 8m9 und 9m22, ist ein roter Unterzwerg in einer Entfernung von gerade mal 12,8 Lichtjahren.  Seine Oberflächentemperatur beträgt nur 3570 K. Er wurde 1897 vom Holländer Jacobus C. Kapteyn entdeckt. Seine Besonderheit ist seine große Eigenbewegung (die zweitgrößte nach Barnards Pfeilstern) am Himmel. Er legt jährlich 8,7“ zurück und erreicht so in zwei Jahrhunderten eine Verlagerung um einen scheinbaren Monddurchmesser. Er rast mit einer realen Geschwindigkeit von 280 km/s durchs Weltall. Seine derzeitige Position ist α 05h11m40,6s / δ -45°01´06,3“. Im Jahr 2014 zeigte die Analyse der Doppler-Variationen von Kapteyns Stern mit dem HARPS-Spektrographen, dass er zwei Super-Erden beherbergt – Kapteyn b und Kapteyn c. Kapteyn b ist der älteste bekannte potentiell bewohnbare Planet und schätzungsweise 11 Milliarden Jahre alt.

Bild 05: Größenvergleich Kapteyns Stern mit Erde, Jupiter und Sonne

AB Pic ist ein 9m13 schwacher, veränderlicher Stern der Spektralklasse K1Ve  und befindet sich 150 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt auf der Position α 06h19m12,9s / δ -58°03´15,3“. 2003 wurde ein Begleiter entdeckt, dessen Masse mit rund der 13-fachen Jupitermasse in dem Grenzbereich zwischen Planet und Braunem Zwerg liegt; er ist etwa 260 AE von AB Pictoris entfernt.

2.2 Deep Sky Objekte

Pic A ist ein intensiver 485 Millionen Lichtjahre entfernter Radiostrahler im nördlichen Teil des Sternbildes, eine Radiogalaxie, die einen 800.000 Lichtjahre langen Plasmastrahl aus einem supermassiven Schwarzen Loch in seiner Mitte abschießt. Am 29. Juli 2006 wurde in Pictor A ein Gammastrahlenausbruch – GRB 060729 – beobachtet, dessen extrem langes Röntgennachleuchten für 642 Tage, also fast zwei Jahre, nachweisbar war.

Bild 06: Pictor A;  Composit Chandra X-Ray Observatory und Australian Telescope Compact Array

NGC 1705, eine 11m8 helle, 17 Millionen Lichtjahre entfernte irreguläre Galaxie vom Typ SA0pec mit einer Winkelausdehnung von 1,9´ x 1,4´ entsprechend einem Durchmesser von 2000 Lichtjahren. Ihre Position ist RA 04h54m13,5s / Dec -53°21´39,8“ Im Zentrum von NGC 1705 befindet sich ein gewaltiger Sternhaufen, der sich wahrscheinlich während einer Phase heftiger Sternentstehung, eines sogenannten Starbursts, vor etwa 26 bis 31 Millionen Jahren gebildet hat. Als Studienobjekt eignet sich NGC 1705 besonders, da manche Astronomen vermuten, dass Zwerggalaxien zu den ersten Sternansammlungen im frühen Universum gehörten. NGC 1705 wurde am 5. Dezember 1834 von dem britischen Astronomen John Herschel entdeckt.

Bild 07: NGC 1705 vom HST

SPT-CL J0546-5345 ist einer der massereichsten Galaxienhaufen, die jemals im frühen Universum gefunden wurden. Es wird angenommen, dass er 7 Milliarden Lichtjahre entfernt ist. Er wurde 2008 am South Pole Telescope durch den Sunyaev-Zel’dovich-Effekt entdeckt. Der Cluster hat eine Rotverschiebung von z = 1.067. Nachfolgende Beobachtungen und Studien mit Spitzer, Chandra und optischen Teleskopen erlaubten, Clustermitglieder zu identifizieren und die Rotverschiebung zu messen. Unter Verwendung der Geschwindigkeitsdispersion wurde die Clustermasse auf 1015 Sonnenmassen geschätzt. Als Position wurden RA 86.6542° und Dec -53.7589° angegeben. Nachfolgende Aufnahme wurde freigegeben von Astrophysics Science Division at NASA / GSFC.

Bild 08: Der Galaxienhaufen SPT-CL J0546-5345  NASA / Goddard Space Flight Center

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise

  • Taschenatlas der Sternbilder                   J. Klepesta / A. Rükl
  • Was Sternbilder erzählen                         G. Cornelius
  • Die großen Sternbilder                               I. Ridpath
  • dtv-Atlas zur Astronomie                          J. Herrmann
  • Sternbilder von A – Z                                   A. Rükl
  • Internet Wikipedia                                       div. Autoren
  • Internet Wikimedia.org                             div. Autoren

Quellenangaben der Abbildungen

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.